Наблюдательное исследование галактик в войдах тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 00.00.00, кандидат наук Егорова Евгения Сергеевна

• Егорова Евгения Сергеевна
• кандидат наук
• 2023

Оглавление диссертации кандидат наук Егорова Евгения Сергеевна

Введение

Глава 1. Обработка данных и методы

1.1 Наблюдения и обработка данных

1.1.1 Спектральные данные, полученные на телескопе SALT

1.1.2 Спектральные данные, полученные на телескопе БТА

1.1.3 Наблюдения с интерферометром Фабри-Перо

1.1.4 Данные GMRT

1.1.5 Фотометрические данные

1.2 Методы оценки содержания кислорода O/H

Глава 2. Исследование галактик в войде Eridanus

2.1 Войд Eridanus

2.2 Выборка галактик войда

2.3 Спектральные наблюдения

2.3.1 Результаты оценки O/H

2.3.2 Комментарии для некоторых галактик

2.4 Обсуждение результатов

2.4.1 Выборка галактик в войде Eridanus

2.4.2 Зависимость между 12+log(O/H) и светимостью галактик

2.4.3 Замечания относительно некоторых интересных объектов

2.4.4 Сравнение с предыдущими исследованиями и моделями

2.5 Выводы

Глава 3. Поиск и исследование галактик с экстремально

низкой металличностью

3.1 Введение

3.2 Выборка галактик в близких войдах

3.3 Галактики-прототипы для поиска необычных богатых газом карликовых галактик с экстремально низкой металличностью

3.4 Критерии отбора кандидатов и итоговая выборка

Стр.

3.5 Наблюдения на телескопах SALT и БТА

3.6 Содержание кислорода O/H по данным с телескопов SALT и БТА

3.7 Обсуждение

3.7.1 Сценарии для различных типов карликовых XMP галактик

3.7.2 Связь XMP объектов войдов и очень молодых галактик

3.8 Выводы

Глава 4. Исследование галактики UGC

4.1 Введение

4.2 Результаты

4.2.1 Данные низкого разрешения

4.2.2 Карты Hl высокого разрешения

4.2.3 Звездные величины, цвета, и потоки в линии Ha

4.3 Обсуждение

4.3.1 Природа UGC

4.3.2 Система UGC 3672 в контексте

4.4 Выводы

Глава 5. Взаимодействие галактик и аккреция газа в войдах.

Выборка и исследование галактики NGC

5.1 Введение

5.2 Выборка галактик

5.3 NGC 428: основные свойства и окружение

5.4 Используемые данные

5.5 Результаты

5.5.1 Фотометрическая структура и глобальная кинематика ионизованного газа

5.5.2 Мелкомасштабные некруговые движения

5.5.3 Возбуждение газа и содержание химических элементов

5.6 Обсуждение результатов

5.7 Выводы

Глава 6. Детальное исследование галактики Ark

6.1 Введение

Стр.

6.2 Используемые данные

6.3 Результаты

6.3.1 Морфология и темп звездообразования Ark

6.3.2 Глобальная кинематика ионизованного газа

6.3.3 Оценка возрастов звезд из широкополосной фотометрии

6.3.4 Условия возбуждения газа и содержание химических элементов

6.4 Обсуждение результатов

6.5 Выводы

Заключение

Благодарности

Список литературы

Приложение А

А.1 Выборка галактик войда Eridanus

А.2 Галактики с новыми оценками скоростей

А.3 Спектры галактик из выборки в войде Eridanus

Введение

Актуальность темы исследования

Распределение галактик в пространстве, как сейчас известно, довольно неоднородно. Хотя указания на существование скоплений и сверхсоплений исследователи отмечали давно (с 1950х-60х годов), но изначально предполагалось, что они находятся на относительно равномерном фоне. Поэтому в конце 70-х годов XX века довольно удивительным оказалось обнаружение областей, в которых галактик практически не наблюдалось [1, 2] - войдов. Так, был открыт войд Bootes [3] - одна из самых крупных «пустот» в распределении галактик, с поперечником более 60 Мпк.

Немного позже, при анализе данных обзора красных смещений CfA в работе Де Лаппаран и др., 1986 [4] была обнаружена ячеистая структура в распределении галактик, включающая несколько «пустот». Затем данные обзоров 2dFGRS, SDSS, 2MASS показали, что войды являются неотъемлемой частью крупномасштабной структуры Вселенной [см., например, 5]. Также оказалось, что сами войды не пустые, однако плотность галактик в них существенно ниже, чем в группах и скоплениях. Они занимают около 77% объема пространства, но при этом содержат всего ~15% массы вещества [6]. Это означает, что средняя плотность вещества в войдах составляет около 20% от средней плотности вещества во Вселенной. Предполагается, что они могут включать одномерные (филаменты) и двумерные (т.н. «стенки») структуры, состоящие из темной материи, газа и галактик, а также подвойды меньшего размера. Размеры войдов зависят от того, какие галактики используются для определения их границ (и от самого применяемого метода), и могут достигать нескольких десятков мегапарсек, хотя верхний предел на возможные размеры войдов в настоящий момент не установлен.

Указания на сложную, ячеистую крупномасштабную структуру Вселенной были получены еще в моделях Я.Б.Зельдовича и его группы [7, 8], - согласно этому приближению, разработанному в рамках космологической модели с горячей темной материей, такая структура возникает из малых возмущений плотности после рекомбинации. При этом сжатие вещества происходит

несимметрично, и сначала образуются плоские объекты, так называемые «блины Зельдовича». Они фрагментируют на более мелкие сгустки, внутри которых формируются галактики. Постепенно под действием гравитации «блины» продолжают собираться сначала в одномерные структуры, филаменты, а затем - в скопления. Согласно модели, «блины» хаотично расположены в пространстве, и в результате получается ячеистая структура Вселенной. Областям с большей плотностью соответствуют скопления, цепочки скоплений, и сверхскопления. Модели, в рамках которых получалась подобная картина, разрабатывались также и другими группами [например, 9].

Считается, что войды «сохраняют» информацию о космологических параметрах и сценарии эволюции Вселенной. Это позволяет тестировать различные космологические модели, исследовать свойства темной энергии и темной материи. Помимо этого, войды являются идеальными областями для исследования процесса формирования и эволюции галактик. Благодаря очень разреженному окружению, галактики испытывают гораздо меньше взаимодействий, чем в группах и скоплениях. Это значит, что они являются хорошими объектами для изучения как внутренней эволюции, так и взаимодействий между галактиками (при низком темпе взаимодействий и слияний легче восстановить их историю и учесть влияние отдельного события) и аккреции газа. В частности, ожидается, что холодная аккреция газа из филаментов может играть большую роль для галактик на больших красных смещениях, а также для маломассивных гало в войдах в настоящую эпоху. Кроме того, считается, что условия в центральных областях войдов в принципе могут быть приближены к условиям в ранней Вселенной [10], а результаты моделирований показывают, что там могут находиться эволюционно более молодые галактики [11].

Согласно численным космологическим моделям в рамках парадигмы холодной темной материи с лямбда-членом, в разреженном окружении гравитационно-связанные гало могут формироваться позже [10—12]. Это значит, что галактики в войдах могут быть более молодыми объектами и обладать свойствами, отличными от свойств галактик в окружении умеренной плотности. Анализ данных из обзоров БЭББ и 2dFGRS показал, что галактики войдов действительно могут быть более голубыми и с более высоким удельным темпом звездообразования (темп звездообразования, нормированный на массу звезд галактики) и более поздними морфологическими типами [13—15]. Однако важно понимать, нельзя ли объяснить наблюдаемые отличия тем, что войды населе-

ны менее массивными галактиками поздних типов (то есть наблюдаются ли принципиальные отличия между галактиками с одинаковыми массами в разном окружении).

В литературе нет полного согласия по поводу отличий между галактиками войдов и галактиками в более умеренном окружении (в частности, это может быть связано с разными методами отбора галактик войдов), и в ряде работ таких отличий обнаружить не удалось [16, 17]. Однако в целом больше указаний на то, что галактики войдов обладают более высокими удельными темпами звездообразования и более высокой эффективностью звездообразования (темп звездообразования, нормированный на массу газа - параметр, дающий представление о том, насколько эффективно галактика перерабатывает свой газ в звезды).

Как уже было отмечено выше, результаты космологических моделирований показывают, что условия в центральных областях войдов могут напоминать условия в ранней Вселенной, а среди галактик войдов можно ожидать популяции молодых объектов - возможных аналогов маломассивных протогалактик.

В рамках парадигмы холодной темной материи с лямбда-членом, галактики формируются в процессе диссипативного коллапса в гало темной материи. В этом случае сначала должны образовываться маломассивные объекты, а более массивные структуры (галактики, группы, скопления) формируются позже при их слиянии. Яркие эллиптические галактики имеют довольно красные цвета, что в основном объясняют старым звездным населением в них, и в меньшей степени - высокой металличностью. Молодые галактики, наоборот, должны обладать низкой металличностью - поскольку тяжелые элементы образуются в ходе звездообразования (обогащение происходит в результате взрывов сверхновых и истечения звездных ветров), и молодые галактики еще не успели произвести большое их количество. Исходя из этого сценария, галактики с очень низкой металличностью должны часто встречаться в ранней Вселенной, и реже - в настоящее время. Считалось, что низкая металличность галактики может указывать на ее молодость [см., например, обзор 18].

За последнюю пару десятилетий было накоплено количество данных о низкометалличных галактиках, достаточное для проведения статистических исследований. Было показано, что ^60% низкометалличных галактик (с металличностью менее 1/10 от солнечной) находятся в окружении низкой плотности, ^75% находятся в войдах и их стенках [19]. Анализ их непосредственного окру-

жения показал, что, как правило, они являются относительно изолированными объектами. Авторы работы обсуждают два возможных сценария, которые могут объяснить низкую металличность галактик - аккреция необогащенного газа из филаментов, и их возможная молодость. И аккреция, и наличие молодых галактик в войдах вполне ожидаемы. Стоит подчеркнуть, что, несмотря на существенное увеличение статистики галактик с низкой металличностью (менее 1/10 от солнечной), объекты с экстремально низкой металличностью (менее 1/30 от солнечной), которые представляют особый интерес, до сих пор очень трудны в обнаружении.

В работе [20] авторы предположили, что все галактики с низкой металличностью (12+log(O/H)<7.6) являются молодыми объектами с возрастами не более 40 млн. лет (что существенно меньше времени жизни Вселенной), которые испытывают первую вспышку звездообразования. В ряде последующих работ, однако, было показано, что в подавляющем большинстве низкометалличных голубых компактных галактик все же наблюдается подстилающее старое звездное население, так что их нельзя назвать действительно молодыми объектами [см., например, обзор 21]. То есть они представляют собой проэволюционировав-шие карликовые системы, которые в настоящий момент переживают сильную вспышку звездообразования. Из-за того, что подстилающие диски из старых звезд имеют гораздо более низкую поверхностную яркость, чем текущие вспышки звездообразования в BCD, их долгое время не удавалось детектировать, и возможным это стало благодаря развитию наблюдательных возможностей.

Однако для IZw18, первой известной галактики с экстремально низкой металличностью [22], было показано в работе [23], что в галактике не наблюдается существенного подстилающего диска из старого звездного населения. В более современных работах, например, Твид и др., 2018 [24], очень молодые галактики определяются как объекты, в которых за последний млрд.лет сформировалось более половины массы звезд. Согласно этому критерию IZw18 можно отнести к молодым объектам.

В целом, галактики следуют зависимости «светимость-металличность» (см., например, [25] и более ранние работы): менее яркие (и, соответственно, менее массивные) галактики обладают более низкой металличностью. Было показано, что следование этой зависимости обусловлено внутренними процессами в галактиках, такими как более эффективное выметание тяжелых элементов [см., например, 26], а также менее эффективное звездообразование в маломас-

сивных галактиках [27]. С этой точки зрения сама по себе низкая металличность уже перестала быть указанием на особый эволюционный статус объекта.

При этом остается ряд объектов, которые не следуют общей зависимости, и обладают пониженной металличностью для их светимости (см., например, обсуждение в работе Экты и Ченгалура, 2010 [28]). К ним относятся в том числе галактики IZw18 [22], SBS 0335-052 [29], DDO 68 [30], AGC198691 [31], J1234+3901 [32] и J0811+4730 [33]. Пониженная металличность в подобных объектах может быть связана с разными механизмами, такими как аккреция низкометалличного газа (из газовых филаментов или из карликовых спутников) [см., например, обзор 34], взаимодействия или слияния галактик [35], в результате которых газ с более низкой металличностью с периферии галактик попадает в центральные области, что приводит к локальному понижению металлично-сти и вспышке звездообразования. Кроме того, в случае молодых галактик, в которых звездообразование началось недавно, металличность также окажется пониженной [см. обзор 18].

За последние пять десятилетий, с момента обнаружения IZw18, много усилий было направлено на поиски подобных объектов с экстремально низкой металличностью. За это время выводы об их эволюционном статусе несколько раз менялись по мере развития как наблюдательных возможностей, так и теории и возможностей компьютерного моделирования. Несмотря на все усилия, галактик с экстремально низкими металличностями, как у IZw18 и ниже, все еще известно лишь два десятка, а вопрос об их эволюционном статусе до сих пор открыт и является предметом многих современных комплексных исследований.

Данная Диссертационная работа посвящена исследованию свойств и эволюции галактик в разреженном окружении (войдах) и, в частности, поиску и детальному изучению галактик с экстремально низкой металличностью и обсуждению их возможного эволюционного статуса. Также в Диссертации исследуются процессы взаимодействия и слияния галактик, и внешней аккреции газа в войдах.

Таким образом, предметом данного исследования являются особенности эволюции галактик в разреженном окружении, объектом являются галактики в войдах.

Цели и задачи исследования

Целью выполненного в диссертации исследования является изучение популяции галактик войдов и особенностей их эволюции. В ходе выполнения диссертационной работы были поставлены и решены следующие задачи:

— Создание выборки галактик в экваториальной зоне войда Eridanus. Проведение спектральных наблюдений галактик выборки на телескопе SALT (ЮАР) и 6м телескопе БТА САО РАН. Обработка полученных данных и оценка содержания кислорода по полученным спектрам и архивным данным. Сравнение свойств галактик этой выборки и реперной выборки галактик, находящихся в более плотном окружении.

— Создание выборки для поиска кандидатов в очень молодые галактики. Проведение спектральных наблюдений на телескопе SALT (ЮАР) и 6м телескопе БТА САО РАН. Обработка полученных данных и оценка содержания кислорода по полученным спектрам, исследование вопроса о возможной эволюционной молодости части объектов выборки.

— Поиск и исследование эпизодов аккреции и взаимодействия среди галактик войдов методами панорамной и длиннощелевой спектроскопии с привлечением фотометрии.

— Детальное исследование индивидуальных галактик войдов и процессов, влияющих на их эволюцию и наблюдаемые свойства.

Методология и методы исследования

Для решения поставленных в работе задач были использованы как общенаучные методы (анализ, дедукция, индукция), так и специальные - обработка и анализ фотометрических, спектральных, и интерферометрических данных в средах IRAF, MIDAS, IDL, Python, AIPS, а также методы математической статистики.

Научная новизна работы

Все основные результаты работы являются новыми и состоят в следующем:

— впервые была создана выборка для поиска кандидатов в очень молодые галактики в близких войдах, а также выборка галактик из экваториальной зоны войда Eгidanus;

— впервые были получены данные длиннощелевой спектроскопии и оценки содержания кислорода для галактик войда Eгidanus и для выборки кандидатов в очень молодые галактики. Было обнаружено 10 новых галактик с экстремально низкой металличностью Zgas < Z0/3O, а также 13 новых низкометалличных галактик с Z0/3O < Zgas < Z0/2O;

— впервые были получены данные о распределении и кинематике нейтрального водорода в линии 21см для системы UGC3672 на индийском радиоинтерферометре GMRT. Была исследована экстремально богатая газом карликовая галактика низкой поверхностной яркости в системе UGC3672;

— впервые исследованы методом панорамной спектроскопии галактики NGC428 и Агк18. Впервые сделан вывод о возможном недавнем эпизоде аккреции газа или малого слияния для галактики NGC428. Впервые был сделан вывод о формировании диска низкой поверхностной яркости в галактике Агк18 как результата слияния двух карликовых галактик.

Научная и практическая значимость

Полученные в данной диссертационной работе результаты значительно расширяют представления об эволюции галактик в разреженном окружении, а также о влиянии процессов аккреции газа и взаимодействий галактик на их эволюцию в целом. Галактики с экстремально низкой металличностью часто рассматриваются как аналоги молодых галактик в Ранней Вселенной. Изучение таких объектов на больших красных смещениях из-за их удаленности является сложной задачей даже с использованием самых современных инструментов и

методов. Поэтому поиск и исследование их более близких аналогов может дать важную информацию об их свойствах. Галактик с металличностью как у IZw18 и ниже до последнего времени в ближней Вселенной было известно около десятка. Как экстремальные объекты, они представляют большой интерес с точки зрения моделирования процессов формирования и эволюции маломассивных галактик. Добавление еще такого же количества подобных объектов существенно расширяет возможности их статистического группового исследования, и изучения их возможного разнообразия и различных сценариев эволюции. Кроме того, в научных работах соискателя исследуются процессы взаимодействий галактик и аккреции газа в войдах. Такие исследования важны для понимания эволюции галактик в целом, а также вопроса о том, каким образом происходит пополнение запасов газа в галактиках, необходимых для поддержания звездообразования на протяжении длительного времени. Найденные в ходе работы галактики с экстремально низкой металличностью могут быть использованы для исследования важного космологического параметра - содержания первичного гелия, для детального исследования звездообразования при очень низких металличностях, а также в качестве аналогов молодых галактик в Ранней Вселенной для их дальнейшего более детального изучения. Результаты исследования процессов аккреции и взаимодействий могут быть использованы при отборе объектов для наблюдений с инструментами нового поколения, таких как JWST (The James Webb Space Telescope), SKA (Square Kilometre Array), ELT (The Extremely Large Telescope), TMT (The Thirty Meter Telescope). Таким образом, результаты проведенных соискателем ученой степени исследований обладают высокой научной и практической значимостью и затрагивают фундаментальные вопросы формирования и эволюции галактик в целом.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Среднее содержание кислорода в галактиках экваториальной зоны вой-да Eridanus по результатам спектральных наблюдений на телескопах SALT и БТА, а также по архивным спектрам SDSS, понижено по сравнению с галактиками реперной выборки Местного Объема в более плотном окружении. Это подтверждает выводы, сделанные ранее

по выборке галактик в войде Lynx-Cancer. Средний дефицит металлич-ности газа по обеим выборкам составляет ^40%.

2. Из 44 кандидатов в низкометалличные галактики в войдах, по результатам наблюдений на телескопах SALT и БТА, 23 имеют очень низкую металличность (Z0/50 < Zgas < Z©/20). 10 из них относятся к объектам с рекордно низкой металличностью Zgas < Z©/30. Половина галактик с Zgas < Z©/30 показывают набор необычных свойств, а именно голубые цвета звездного населения, высокие массовые доли газа (97% и выше), и металличность, пониженную в 2.5-4 раза по сравнению с галактиками реперной выборки. Такие свойства указывают на то, что эти галактики находятся на ранних этапах эволюции.

3. Карликовая иррегулярная галактика UGC3672, находящаяся вблизи центра войда Lynx-Cancer, по результатам картографирования нейтрального водорода HI на индийском радиоинтерферометра GMRT, представляет собой систему из трех взаимодействующих галактик. Две более массивные из них находятся в процессе слияния; маломассивный третий компонент, вероятно, аккрецирует на центральную систему вдоль газового филамента крупномасштабной структуры. Этот маломассивный компонент показывает голубые цвета звездного населения, необычно высокое содержание газа (M(HI)/L_g=17), а также, согласно результатам независимой спектроскопии, имеет экстремально низкую металличность газа Zgas ~ Z©/50. Эти свойства указывают на ранние этапы эволюции галактики.

4. Согласно результатам панорамной и длиннощелевой спектроскопии, проведенной на телескопе БТА и дополненной архивными фотометрическими данными, крупномасштабная кинематика ионизованного газа спиральной галактики войда NGC428 хорошо описывается круговыми движениями в тонком плоском диске с радиальными потоками в области бара. Наличие наклонного околоядерного диска, а также области с высокими остаточными скоростями, полученными после вычитания модели из наблюдаемого поля скоростей, указывают на вероятный недавний эпизод аккреции газа или малого слияния на шкале времени не более 500 млн. лет в NGC428. Наблюдаемое распределение металлич-ности газа по радиусу галактики также не противоречит этому выводу.

5. Согласно результатам панорамной и длиннощелевой спектроскопии, полученной на телескопе БТА и дополненной архивными фотометрическими данными, галактика Ark18 содержит две кинематические подсистемы. Звездный диск низкой поверхностной яркости необычной галактики войда Ark18 был сформирован в результате слияния двух карликовых галактик, произошедшего не менее 300 млн. лет назад.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Наблюдательное исследование галактик в войдах»

Апробация работы

Результаты работ были представлены на семинаре астрономического отделения математического факультета Университета Белграда в (2018 г., Белград, Сербия), на семинаре Института астрономических вычислений Хайдельбергского университета (2021 г., Хайдельберг, Германия), а также на следующих российских и международных конференциях:

1. Международная конференция «The interplay between local and global processes in galaxies», Козумель, Мексика, 11-15 апреля 2016, стендовый доклад «Search for evidences of gas accretion onto late-type disc galaxies in voids: the first results»

2. Международная конференция «Crossing the Rubicon: The fate of gas flows in galaxies», Сантарканджело-ди-Романья, Италия, 5-9 сентября 2016, стендовый доклад «Gas kinematics of void galaxies: searching for evidences of gas accretion»

3. Международная конференция «Multi-spin Galaxies 2016», п. Нижний Архыз, Карачаево-Черкессия, Россия, 26-30 сентября 2016, устный доклад «Gas kinematics of void galaxies: Searching for evidences of gas accretion»

4. Международная конференция «The galaxy life-cycle. From activity to quiescence, and back, across cosmic times», Венеция, Италия, 24-28 октября 2016, стендовый доклад «Gas kinematics of void galaxies: searching for evidences of gas accretion»

5. Международная конференция «EWASS 2017», Чехия, 26-30 июня 2017, стендовый доклад «Gas kinematics of void galaxies: searching for evidences of gas accretion»

6. Международная конференция «The Role of Gas in Galaxy Dynamics», Валетта, Мальта, 2-6 октября 2017, стендовый доклад «Ionized gas in galaxies with peculiar morphology: searching for external accretion imprints»

7. Международная конференция «The Olympian Symposium 2018: Gas and stars from milli- to mega-parsecs», Paralia Katerini, Греция, 28 мая - 1 июня 2018, стендовый доклад «Ionised gas kinematics of void galaxies»

8. XXXth General Assembly of the International Astronomical Union, Вена, Австрия, 20-31 августа 2018, два стендовых доклада: «Study of galaxies in the Eridanus void», «Search for evidence of gas accretion onto late-type disc galaxies in void environment: NG428 case»

9. Международная конференция 15th Potsdam Thinkshop: «The role of feedback in galaxy formation: from small-scale winds to large-scale outflows», Потсдам, Германия, 3-7 сентября 2018, стендовый доклад «Search of the gas inflows and outflows in the void galaxies»

10. XIII съезд Международной общественной организации «Астрономическое общество» и приуроченная к нему Научная конференция «Астрономия - 2018», ГАИШ МГУ, Москва, Россия, 22-26 октября 2018, устный доклад «Наблюдаемые проявления аккреции газа в галактиках войдов»

11. II конференция «Chemical abundances in gaseous nebulae», Сан-Жозе-дус-Кампус, Бразилия, 11-14 марта 2019, устный доклад «Low metallicity galaxies in voids: young population and imprints of gas accretion»

12. Международная конференция «Multi-spin Galaxies 2019», Асьяго, Италия, 20-23 мая 2019, устный доклад «Study of strongly misaligned galaxies in voids»

13. Международная конференция «EWASS 2019», Лион, Франция, 24-28 июня 2019, устный доклад «Ionized gas kinematics of void galaxies as probe of their dynamical evolution»

14. Международная конференция «Diversity of the Local Universe», Нижний Архыз, Россия, 30 сентября - 4 октября 2019, два устных доклада: «Search for new very low metallicity galaxies in the Local Universe, study of their diversity and speculations on its origin», «Ionized gas kinematics of void galaxies»

15. Международная конференция «EAS 2020», Лейден, Нидерланды, 29 июня - 3 июля 2020, устный доклад (онлайн) «Nearby Void galaxies as tools for near-field cosmology»

16. Всероссийская астрономическая конференция — 2021 (ВАК — 2021) «Астрономия в эпоху многоканальных исследований», ГАИШ МГУ, Москва, Россия, 23-28 августа 2021, устный доклад «Галактика Ark 18 как результат слияния двух карликов»

17. Международная конференция «EAS 2022» (секция SS3: Voids: Cosmology, Cosmic Web and Void Galaxies), Валенсия, Испания, 27 июня - 1 июля 2022, устный доклад «Probing galaxy population in the nearby voids: the current status», стендовый доклад «Ionized gas kinematics of void galaxies»

Публикации по теме Диссертации

Основные результаты по теме диссертации изложены в 7 печатных изданиях, все из которых опубликованы в рецензируемых научных изданиях, индексируемых в базах данных Web of Science/Scopus/RSCI, рекомендованных для защиты в диссертационном совете МГУ по специальности:

1. Chengalur J. N., Pustilnik S. A., Egorova E. S. - UGC 3672: an unusual merging triplet of gas-rich galaxies in the Lynx-Cancer void. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V. 465, Is. 2, p.2342-2351, 2017 (импакт-фактор: 5,287 по WoS)

2. Kniazev A.Y., Egorova E. S., Pustilnik S. A. - Study of galaxies in the Eridanus void. Sample and oxygen abundances. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V. 479, Is. 3, p.3842-3857, 2018 (импакт-фак-тор: 5,287 по WoS)

3. Egorova E. S., Moiseev A. V., Egorov O. V. - Search for gas accretion imprints in voids - I. Sample selection and results for NGC 428. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V. 482, Is. 3, p.3403-3414, 2019, (импакт-фактор: 5,287 по WoS)

4. Pustilnik S. A., Egorova E. S., Perepelitsyna Y. A., Kniazev A. Y. - XMP gas-rich dwarfs in nearby voids: candidate selection. Monthly Notices of the

Royal Astronomical Society, V. 492, Is. 1, p. 1078-1090, 2020 (импакт-фак-тор: 5,287 по WoS)

5. Pustilnik S. A., Kniazev A. Y., Perepelitsyna Y. A., Egorova E. S. - XMP gas-rich dwarfs in nearby voids: results of SALT spectroscopy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V. 493, Is. 1, p. 830-846, 2020 (импакт-фактор: 5,287 по WoS)

6. Egorova E. S., Egorov O. V., Moiseev A. V., Saburova A. S., Grishin K. A., Chilingarian I. V. - Search for gas accretion imprints in voids: II. The galaxy Ark 18 as a result of a dwarf-dwarf merger. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V. 504, Is. 4, p. 6179-6197, 2021 (импакт-фактор: 5,287 по WoS)

7. Pustilnik S. A., Egorova E. S., Kniazev A. Y., Perepelitsyna Y. A., Tepliakova A. L., Burenkov A. N., Oparin D. V. - XMP gas-rich dwarfs in nearby voids: results of BTA spectroscopy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V. 507, Is. 1, p. 944-962, 2021 (импакт-фактор: 5,287 по WoS)

Личный вклад автора

— Во всех работах автор участвовала в подготовке публикации, анализе и обсуждении полученных результатов

— Подготовка объектов программы для наблюдений на телескопах БТА и SALT. Обработка полученных спектральных данных в работе 2 проводилась совместно с Князевым А.Ю. Обработка полученных спектральных данных в работах 5,7 проводилась совместно с Перепелицыной Ю.А. и Тепляковой А.Л.

— Построение модельного поля скоростей при анализе кинематики ионизованного газа в работе 3, поверхностная фотометрия галактик в работах 1,3,6. В работе 6 построение модельного поля скоростей проводилось совместно с Моисеевым А.В.

— Автор является основным заявителем поддержанной наблюдательной программы «Наблюдательные проявления аккреции газа в дисковых

галактиках» на телескопе БТА, по результатам которой были опубликованы статьи 3,6

Структура и объем диссертации

Диссертация содержит введение, шесть глав, заключение, список цитируемой литературы из 271 наименований (на 23 страницах) и приложение. Полный объем диссертации - 200 страниц, включая 45 рисунков и 22 таблицы.

Краткое содержание диссертации

Во Введении обосновывается актуальность темы диссертационной работы. Описаны цели и задачи исследования, дается характеристика научной новизны работы, а также научной и практической значимости полученных результатов. Формулируются основные положения, выносимые на защиту. Указан личный вклад автора, приведен список опубликованных статей, которые содержат основные результаты работы, а также конференций, на которых были представлены эти результаты. Изложена структура и новизна работы, а также краткое содержание диссертации.

В Главе 1 описываются полученные в работе наблюдательные данные, их обработка и используемые методы. П. 1.1.1 посвящен спектральным данным, полученным на телескопе SALT, п. 1.1.2 - спектральным данным, полученным на 6м телескопе БТА САО РАН, п. 1.1.3 - данным о кинематике ионизованного газа в линии Ha, полученным с интерферометром Фабри-Перо на 6м телескопе БТА САО РАН, п. 1.1.4 - данным в линии HI 21см, полученным на индийском радиоинтерферометре GMRT, п. 1.1.5 - использованным в работе архивным фотометрическим данным. В п. 1.2 кратко описаны применяемые в работе методы оценки содержания кислорода в газе 12+log(O/H).

В Главе 2 Диссертации сформирована выборка из 66 галактик в экваториальной зоне войда Eridanus, и приводится анализ новых спектральных данных, полученных для галактик выборки на телескопах SALT и БТА, а также архив-

ных спектров SDSS. Была построена зависимость "светимость - металличность" для исследуемых галактик войда, и сделан вывод о пониженной металличности галактик войда по сравнению с реперной выборкой галактик в более плотном окружении в Местном Объеме. Полученные результаты сравниваются с предыдущими исследованиями и моделями. Также в Главе 2 приводятся комментарии относительно отдельных объектов выборки. П. 2.5 содержит основные выводы.

В Главе 3 Диссертации представлено описание подхода к поиску галактик с экстремально низкой металличностью газа в войдах, а также обсуждаются результаты этого поиска. Первая часть Главы 3 посвящена формированию выборки галактик-кандидатов в экстремально низкометалличные объекты. Для этого был использован Каталог галактик в близких войдах (NVG), представленный в работе Пустильника и др., 2019 [36]. Выборка галактик из этого каталога была использована для того, чтобы выделить группу из примерно 60 карликовых галактик поздних типов и низкой светимости в качестве кандидатов в богатые газом XMP объекты. Затем была проведена спектроскопия на 6-м телескопе БТА САО РАН и Южно-африканском большом телескопе (SALT, [37, 38]) для оценки содержания кислорода O/H. Во второй части Главы 3 описаны результаты наблюдений, и обсуждается возможный эволюционный статус обнаруженных в ходе исследования новых XMP объектов. В ходе проведенной спектроскопии было обнаружено 10 новых галактик с экстремально низкой металличностью Zgas < Z0/3O, а также 13 новых низкометалличных галактик с Z0/3O < Zgas ^ Z0/2O. Также был сделан вывод о том, что половина новых галактик войдов с Zgas ^ Z0/3O показывают набор необычных свойств, которые указывают на их эволюционную молодость. В п. 3.8 представлены основные выводы.

В Главе 4 Диссертации представлено исследование системы UGC 3672, которая находится в центральных 8% объема войда Lynx-Cancer. В первой части Главы 4 представлен анализ карт Hl низкого и высокого разрешения, полученных на индийском радиоинтерферометре GMRT, а также данных оптической фотометрии системы. Во второй части Главы 4 обсуждается природа системы UGC 3672, свойства входящих в нее галактик и возможный эволюционный статус самого слабого компонента системы, галактики UGC 3672A. Сделан вывод о том, что UGC 3672 представляет собой триплет очень богатых газом

карликовых галактик, находящихся в процессе слияния. В п. 4.4 представлены основные выводы.

В Главе 5 Диссертации представлена выборка галактик для исследования процессов взаимодействий и аккреции в войдах, а также результаты анализа для самой яркой галактики выборки, NGC 428. Обсуждается фотометрическая структура, глобальная и мелкомасштабная кинематика ионизованного газа по данным, полученным с интерферометром Фабри-Перо, а также результаты спектральных наблюдений, проведенных на 6м телескопе БТА САО РАН. Сделан вывод о доминировании в крупномасштабной кинематике ионизованного газа чисто кругового вращения с радиальными потоками в области бара, а также об указаниях на аккрецию газа или малое слияние в недавней истории NGC 428. В п. 5.2 обсуждается выборка галактик, в п. 5.3 - приведено описание системы NGC428. В п. 5.4 описаны используемые данные, в п. 5.5 и 5.6 обсуждаются результаты, в п. 5.7 представлены основные выводы.

В Главе 6 Диссертации представлено исследование маломассивной галактики Ark 18 с диском низкой поверхностной яркости, находящейся в войде Eridanus. Был проведен анализ наблюдательных данных, полученных с длин-нощелевым спектрографом и сканирующим интерферометром Фабри-Перо на 6-м телескопе БТА САО РАН. Также были использованы архивные изображения и спектры SDSS. Обсуждается глобальная кинематика ионизованного газа в линии Ha, условия возбуждения газа, содержание химических элементов и структура галактики. В конце Главы 6 обсуждаются результаты и наиболее вероятный эволюционный сценарий формирования системы Ark 18. Сделан вывод о формировании диска низкой поверхностной яркости в результате слияния двух карликовых галактик, а также о возможном недавнем малом слиянии или аккреции газа. В п. 6.5 представлены основные выводы.

В Заключении сформулированы основные результаты работы.

В Приложении к Диссертации приводятся: изображения галактик из выборки в войде Eridanus; таблица с галактиками с оценками скоростей, полученными по данным с телескопов БТА и SALT; мозаики одномерных спектров для галактик, по которым получены оценки O/H в Главе 2.

Глава 1. Обработка данных и методы 1.1 Наблюдения и обработка данных 1.1.1 Спектральные данные, полученные на телескопе SALT

В Главах 2 и 3 для части галактик выборок наблюдения проводились со спектрографом RSS (Robert Stobie Spectrograph, [39, 40]) на Большом южноафриканском телескопе (SALT, [37, 38]).

Для наблюдений на телескопе SALT со спектрографом RSS была использована гризма GR900, которая покрывает спектральный диапазон от 3600 A до 6700 A, с шириной щели 1.5'' и спектральным разрешением ~ 5 А. На SALT применяется компенсатор атмосферной дисперсии, что позволяет получать спектральные данные при любом положении длинной щели (в отличие от наблюдений на телескопе БТА, где при планировании наблюдений приходится учитывать этот эффект, см. 1.1.2).

Первичная обработка данных с SALT проводилась с использованием специального пакета программ [41] для обработки и анализа научных данных, полученных на данном телескопе и включает в себя вычитание тока смещения ("bias"), устранение вклада паразитного влияния друг на друга разных аналого-цифровых преобразователей (АЦП), расположенных на одной ПЗС-матрице, а также учет разных уровней АЦП/отсчет для разных частей мозаики. Дальнейшая обработка спектральных данных, а также последующее измерение эмиссионных линий, проводились в соответствии с процедурой, описанной в работах [30, 42]. Обработка данных включала следующие этапы: коррекция плохих колонок и строк на ПЗС-приемнике, вычисление и применение выравнивающих коэффициентов, коррекция за плоское поле, заполнение промежутков между тремя ПЗС-матрицами мозаики, поиск и удаление следов космических частиц, калибровка по длинам волн и вычитание спектра ночного неба. Для данных, полученных на SALT, спектрофотометрические стандарты были использованы только для относительной калибровки потоков. Абсолют-

ная калибровка в данном случае невозможна из-за особенностей конструкции телескопа.

Из-за этих особенностей SALT незаполненный входной зрачок телескопа перемещается во время наблюдений. Это означает, что площадь зеркала, собирающая свет, постоянно меняется, поэтому абсолютная калибровка потоков в случае наблюдений на SALT невозможна. Однако, поскольку все оптические элементы и приборы всегда одинаковы, можно использовать относительную калибровку по потокам, то есть для данных SALT можно получить относительное распределение энергии в спектрах. Для этого используется несколько известных спектрофотометрических стандартов, которые наблюдаются каждую ночь. По их спектрам строится кривая спектральной чувствительности всей системы "телескоп + спектрограф" в наблюдаемом диапазоне длин волн и проводится относительная калибровка по потокам. Одномерные спектры анализируемых Hll-областей были получены суммированием нескольких строк вдоль щели.

Измерение интенсивностей эмиссионных линий одномерных спектров, а также оценка их ошибок проводились в соответствии алгоритмом, описанным в работе [43]. Все эмиссионные линии после вычитания континуума аппроксимировались гауссианами, в некоторых случаях две и более линий (например, дублет [Sil] АА6716,6730, Ha А6563 и [Nil] АА6548,6584, дублет [Oll] АА7320,7330) аппроксимировались одновременно. При анализе одномерных спектров хорошего качества для вычитания подстилающего континуума были использованы модельные спектры звездных населений, учитывающие вклад абсорбционных линий от звездного населения и полученные с использованием пакета ULySS [http://ulyss.univ-lyon1.fr, 44], в остальных случаях положение континуума определялось вручную - задавалось положение реперных точек, а затем континуум аппроксимировался гладкой кривой.

1.1.2 Спектральные данные, полученные на телескопе БТА

В Главах 2 и 3 были использованы наблюдательные данные, полученные на 6-м телескопе БТА САО РАН. Наблюдения проводились с многорежимным фокальным редуктором SCORPIO [45], установленном в первичном фокусе телескопа. Поскольку основной целью было получение оценки металличности газа

в наблюдаемых галактиках, длинная щель была ориентирована близко к текущему параллактическому углу, чтобы минимизировать влияние атмосферной дисперсии. Впервые эффект атмосферной дисперсии был детально описан в статье Филиппенко (1982) [46]. В наблюдениях использовался детектор EEV 42-40, размер пикселя на итоговом изображении составил 0.36''/рт.

При наблюдениях 4 объектов из Главы 2 использовалась гризма VPHG550G, покрывающая спектральный диапазон от 3500 до 7500 А. Наблюдения проводились с щелью шириной 1.0'', спектральное разрешение составило ~12 A. Для оценки скоростей некоторые галактики также наблюдались с гризмой VPHV1200R, которая охватывает спектральный диапазон от 5500 до 7500 A.

В Главе 3 выполнялись наблюдения преимущественно северной части выборки кандидатов в XMP галактики. В период с сентября 2017 г. по январь 2019 г. (5 ночей) был использован длиннощелевой режим с шириной щели 1,0'', и длиной ~6'. В период с октября 2019 по август 2020 наблюдения проводились (7 ночей) с модернизированным прибором SCORPIO, который позволяет, в частности, без потери времени менять предварительно установленные гризмы при наблюдениях одного и того же объекта. В этот период наблюдения проводились в длиннощелевой моде с шириной щели 1,2''.

Для основной программы в темные ночи, когда позволяли условия, использовалась гризма VPHG1200B с полным спектральным диапазоном от 3650 до 5450 A и FWHM=5,5 A. В период с октября 2019 года помимо гризмы VPHG1200B использовалась также VPHG1200R, чтобы получить спектр исследуемой галактики в спектральном диапазоне 5680-7430 А, с FWHM=5,5A для точно такого же положения щели, что и при использовании гризмы VPHG1200B.

Для резервной программы наблюдений (в случае плохого качества изображений и/или ночей с Луной) использовалась гризма VPHG1800R со спектральным диапазоном от ^6100 до 7100 А и спектральным разрешением FWHM^3.5 А.. С октября 2019 г. гризма VPHG1800R была недоступна, поэтому в этот период времени для резервной программы была использована гризма VPHG1200R. Полученные спектры позволили подтвердить лучевые скорости для ряда объектов, которые были отобраны из слепого Hi обзора ALFALFA [47]. Кроме того, они использовались для оценки отношений линий [Nll]A6584 и дублета [Sn]A6716,6730 к Ha, для ранжирования наблюдаемых галактик как бо-

лее или менее приоритетных кандидатов в XMP для последующих наблюдений с гризмой VPH1200B.

Обработка спектров и измерение потоков эмиссионных линий в Главах 2 и 3 были выполнены в средах IRAF и MIDAS. Основные этапы процесса обработки данных включали вычитание "тока смещения" (bias), коррекцию кривизны линий, коррекцию за плоское поле, калибровку по длинам волн и вычитание спектра ночного неба. Спектрофотометрические стандарты наблюдались в те же ночи и были использованы для привязки спектров к абсолютным потокам. Затем из двумерных спектров извлекались отдельные одномерные спектры исследуемых областей Hll путем суммирования вдоль щели (как правило, -2//-4//).

Континуум проводился таким же образом, как описано в разделе 1.1.1. После проведения континуума в одномерных спектрах и измерения потоков в линиях применялась итерационная процедура, описанная в работе [48], которая позволяет одновременно определить коэффициент экстинкции C(H^) и эквивалентную ширину бальмеровских линий поглощения EW(abs) в подстилающем звездном континууме.

Спектральные данные для галактики NGC428 в Главе 5 получены с многорежимным фокальным редуктором первичного фокуса SCORPIO [45] на 6-м телескопе БТА САО РАН. Спектральные наблюдения проводились с детектором EEV 42-40, размер пикселя на итоговом изображении составил 0.36''/рх. Была использована гризма VPHG550G, со спектральным диапазоном от 3500 до 7500 A. Спектры снимались с шириной щели 1,0'', что обеспечивает типичное спектральное разрешение 12 A, как было оценено по полуширине линий ночного неба.

Спектральные наблюдения галактики Ark18 в Главе 6 проводились в прямом фокусе 6-м телескопа БТА с использованием многорежимного фокального редуктора первичного фокуса SCORPIO-2 [49], в длиннощелевом режиме. Спектральные наблюдения проводились с детектором E2V 42-90, размер пикселя на итоговом изображении составил 0.36''/рт. Было получено три спектра при разных положениях щели. Была использована гризма VPHG1200@540, со спектральным диапазоном 3650-7250 A, и типичным спектральным разрешением 5.3 A, как было оценено по полуширине линий ночного неба. Спектры снимались с шириной щели 1,0''.

Обработка приведенных в Главах 5 и 6 спектров производилась стандартным образом с использованием пакетов программ на IDL и PYTHON, специально разработанных соавторами работ для спектральных длиннощелевых данных, полученных на SCORPIO и SCORPIO-2. Основные этапы процесса обработки данных включают вычитание "тока смещения" (bias), коррекцию кривизны линий, коррекцию за плоское поле, калибровку по длинам волн и вычитание спектра ночного неба. Обработка для каждой экспозиции проводилась отдельно, затем экспозиции складывались - на данном этапе проводилось удаление следов от космических частиц. Калибровка по длинам волн производилась с использованием эталонного спектра He-Ne-Ar лампы, полученного в ходе наблюдений. Один из спектрофотометрических стандартов (BD+25d4655 либо BD+28d4211) наблюдался на близком зенитном расстоянии непосредственно перед или после наблюдения объекта и использовался для привязки спектров к абсолютным потокам. После первичной обработки данных была проведена аппроксимация обработанных спектров с учетом параметров инструментального контура спектрографа, которые были оценены из анализа спектра сумеречного неба, полученного в рамках тех же наблюдений.

Для измерения потоков в эмиссионных линиях было использовано программное обеспечение, работающее в среде IDL и основанное на пакете программ MPFIT [50]. Чтобы увеличить соотношение сигнал/шум, для всех спектров было произведено бинирование вдоль щели, размер бинов составил 3 пикселя. После этого для измерения интегральных потоков в каждой исследуемой области эмиссионные линии были аппроксимированы гауссианами. В случае галактики NGC428, чтобы вычесть спектр подстилающего звездного населения, было выполнено его моделирование с использованием пакета ULySS.

В случае галактики Ark18 простые модели звездного населения (simple stellar population models, SSP) PEGASE.HR [51] были свернуты с инструментальным контуром, а затем сравнивались с обработанными спектрами. Эмиссионные спектры были получены при вычитании наиболее подходящих моделей звездного населения из наблюдаемых спектров (для примера на Рис. 1.1 приведены спектры для двух ярких центральных областей галактики Ark 18). После этого для измерения интегральных потоков и ширин линий в каждой исследуемой области эмиссионные линии были аппроксимированы гауссианами, свернутыми с инструментальным контуром. Для этого, как и в случае галакти-

1.50 -Г 1.25

Д 1.00-

U) Ol

le-14

Observed SSP model Emission

PA171: SSC

« 0.75 H

'¡л 0.50

с

Ш

^ 0.25

0.00 -| tv^bci—J:

1

Ul

4000 le-15

4500

5000

5500

6000

6500

7000

8-

6-

E

jj

U) Ol

a3 4

(Л

с

ш ? с

о-

РА171: Centre

ЩЩТ^

4000

4500

5000 5500

Wavelength, Â

6000

6500

7000

Рис. 1.1 — Интегральные спектры для областей "SSC" (сверху) и "centre" (снизу) галактики Ark 18 (см. Главу 6), извлеченные в границах, указанных в Таблице 6.3, показаны для демонстрации качества восстановления эмиссионных спектров (зеленые линии) после вычитания наиболее подходящей модели звездного населения (красные линии) из наблюдаемых

спектров (черные линии).

ки NGC 428, было использовано программное обеспечение, работающее в среде IDL и основанное на пакете программ MPFIT [50].

Все измеренные потоки были исправлены за покраснение. Избыток цвета Е(В — V) был оценен из наблюдаемого бальмеровского декремента, а для коррекции за покраснение была использована функция поглощения из работы [52], параметризованная в работе [53].

1.1.3 Наблюдения с интерферометром Фабри-Перо

Наблюдения галактик NGC428 и Ark18 проводились в первичном фокусе 6-м телескопа БТА со сканирующим интерферометром Фабри-Перо (ИФП), установленном в многорежимном фокальном редукторе первичного фокуса SCORPIO-2 [49]. Был использован детектор E2V 42-90, размер пикселя на итоговом изображении составил 0.36''/рж. Применялся интерферометр IFP751, работающий в 751 порядке интерференции в линии Ha. Расстояние между порядками интерференции составляет АЛ =8.7 A, спектральное разрешение - 0.4 A (18 км/с). Для выделения нужного участка спектра использовались узкополосные фильтры, центрированные на длину волны линии Ha с учетом смещения из-за эффекта Допплера. В процессе сканирования было последовательно получено 40 интерферограмм при различных расстояниях между пластинами ИФП. Наблюдения проводились с двумя позиционными углами, для того чтобы убрать блики, согласно работе [54].

Обработка данных производилась при помощи пакета программ, написанных в среде IDL. Подробное описание алгоритмов обработки данных приведено в работах [55, 56]. Основные этапы обработки включают вычитание "тока смещения" (bias), удаление следов космических частиц, коррекцию за плоское поле, калибровку по длинам волн и вычитание спектра ночного неба. После первичной обработки наблюдаемые данные были объединены в кубы данных, где каждый пиксель в поле зрения содержит 40-канальный спектр в области эмиссионной линии Ha.

Далее профили линий Ha анализировались путем вписывания однокомпо-нентного профила Фойгта [54], что позволяет получить поток, лучевую скорость и дисперсию скоростей с учетом инструментального уширения для каждого компонента. Несколько областей, демонстрирующих асимметричные профили линий Ha, были проанализированы отдельно с помощью вписывания многокомпонентного профиля Фойгта.

Таблица 1.1 Параметры наблюдений с радиоинтерферометром СМИТ

тес 3672

Дата наблюдений 8-9.09.2015

Центральная скорость (км/с) 994.0

Время экспозиции (на источнике) (ч) -5.3

Число каналов 512

Разделение между каналами (км/с) -1.73

Амплитудные калибраторы 3С48,3С286

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Егорова Евгения Сергеевна, 2023 год

- •

В

-120 -100 -80 -60 -40

Рис. 5.7 — На первой панели сверху показано цветное изображение галактики NGC 428 в полосах SDSS-g,r,¿, горизонтальной пунктирной линией отмечено положение щели. На второй панели сверху приведено распределение потоков в эмиссионных линиях, на третьей сверху панели - распределение их отношений, на нижней панели - распределение содержания кислорода, оцененного несколькими методами вдоль щели с РА=277. Квадраты на двух нижних панелях соответствуют значениям, полученным из интегральных

спектров отдельных Нп-областей, а кружками отмечены значения, полученные для каждого бинированного пикселя вдоль щели. Все точки, соответствующие нефотоионизационному механизму возбуждения согласно

Рис. 5.6, замаскированы.

На

• Hß

• [0111)5007

• [SIIJ6717+6731

• [NII16584

■ [OIII]/Hß/3

■ [Sll]/Hcr

■ [Nll]/Ha

7.8

-160 -140 -120 -100 -80 -60 -40 -20 0 20 40 60 80 100 120 140

fi, arcsec

Рис. 5.8 — To же, что на Рис. 5.7 для положения щели с РА=307.

Я, arcsec

Рис. 5.9 — То же, что на Рис. 5.7 для положения щели с РА=13.

На Рис. 5.6 показано положение областей, через которые проходят щели, на классической диагностической ВРТ-диаграмме [101]. Черная сплошная кривая из работы Кьюли и др., 2001 [223] отделяет регион с фотоионизацией молодыми массивными звездами, от региона со значительным вкладом других источников возбуждения (ударные волны, активные ядра галактик, и т.д.). Точки, лежащие между кривой из [223] и кривой из работы [224] (серая сплошная на рис. 5.6), соответствуют смешанному механизму возбуждения. Области, которые попадают в этот регион диаграммы, вероятно, ионизованы более жестким излучением (в том числе диффузный ионизованный газ, см. [225]), либо связаны с действием ударных волн. Положение всех областей на галактоцентри-ческом расстоянии Я > 3 кпк, кроме одной, на ВРТ-диаграммах, соответствует фотоионизационному механизму возбуждения. Ближе к центру галактики наблюдается смешанный механизм возбуждения, и вклад ударных волн должен играть здесь существенную роль. Ударные волны могут быть вызваны столкновением газовых облаков в околоядерном наклонном диске с газом, лежащим в основной плоскости галактики (см. п. 5.6). Несколько точек внутри 1 кпк от центра находятся выше "линии максимального звездообразования" и указывают на влияние активного ядра галактики в этой области.

Как следует из Рис. 5.7-5.9, отношения потоков в линиях для большинства областей за пределами центральной части типичны для Ыи-областей. Тем не менее, в нескольких нецентральных областях (соответствуют положениям -90, 60 и 75 угловых секунд на Рис. 5.8) наблюдается повышенное отношение потоков [Б и]/Ыа. Первые две области соответствуют комплексам звездообразования у концов бара, т.е. регионам, где происходит накопление газа под действием неосесимметричного потенциала бара [см., например, 226]. Однако на карте остаточных скоростей эти области не показывают каких-либо кинематических особенностей, поскольку проекция возможных радиальных движений газовых потоков на луч зрения вблизи большой оси диска пренебрежимо мала. Третья область соответствует Ыи-области #5, в которой наблюдается подстилающая широкая компонента в линии Ыа (см. п. 5.5.2).

Поскольку все методы, используемые в настоящей Диссертации для оценки металличности, калибруются по Ыи-областям или с использованием моделей чистой фотоионизации, из дальнейшего анализа были исключены все области, лежащие выше "линии максимального звездообразования" или в зоне смешанного механизма возбуждения. Распределения содержания кислорода вдоль щелей,

Таблица 5.4 Содержание кислорода и его градиент для NGC 428, оцененные различными методами

Метод 12+log(O/H)o, 12+log(O/H)*, A(O/H), A(O/H), A(O/H),

dex dex dex/кпк dex/R25 dex/Яе

rrI ** 1 е 8.35±0.35 8.22±0.15 —0.02±0.05 —0.25±0.47 —0.09±0.17

R 8.23±0.06 8.13±0.07 —0.02±0.01 —0.20±0.07 —0.07±0.03

S 8.33±0.05 8.22±0.06 —0.02±0.01 —0.22±0.06 —0.08±0.02

IZI 8.46±0.04 8.36±0.04 —0.02±0.01 —0.21±0.04 —0.08±0.02

* Оценка содержания кислорода на расстоянии R25/2 от центра галактики ** Поскольку оценку содержания кислорода Те-методом удалось получить только для двух областей, ошибки итоговых величин были рассчитаны из ошибок, оцененных для этих двух точек

полученные с использованием различных методов, приведены на Рис. 5.7-5.9. Все методы показывают сходное поведение металличностей вдоль щелей, но с ожидаемым систематическим смещением. Значительные отличия величин, полученных Л-методом, от результатов, полученных другими методами для центральной области галактики, вероятно, вызваны неопределенностью отношения [O llj/ИД из-за значительных вариаций поглощения и его повышения в этом регионе: избыток цвета здесь (полученный из наблюдаемого бальмеровского декремента) составляет Е(В — V) = 0,5 — 1,3Ш , в то время как для других областей галактики более характерны величины Е(В — V) = 0,07 — 0,3т. Оценки, полученные эмпирическим ^-методом, очень хорошо согласуются с оценками, полученными Те-методом для двух областей, ярких в [O III].

Содержание кислорода практически не меняется во внешней части западного кольца звездообразования (см. Рис. 5.9), однако в целом в галактике наблюдается градиент содержания кислорода по радиусу (см. Рис. 5.7-5.8). На Рис. 5.10 отмечены все оценки 12 + log(O/H), полученные вдоль трех щелей, в зависимости от расстояния данной области от центра галактики. Расстояние от центра было пересчитано с использованием угла наклона и позиционного угла, полученных в п. 5.5.1 для диска NGC 428. Несмотря на большой разброс отдельных измерений, все использованные методы показывают заметный и схожий градиент металличности около —0,02 dex/кпк или —0,21 dex/R25 (R25 = 122" « 10,5 кпк, согласно информации из базы данных NED).

R/R25

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2

8.6 -

8.4-

О 8.2-

+

ГМ 8.07.8 -

0 2 4 6 8 10 12

R, крс

Рис. 5.10 — Радиальное распределение содержания кислорода для галактики

NGC 428, полученное с использованием четырех методов. Цветными пунктирными линиями показаны результаты линейной аппроксимации

методом наименьших квадратов.

Содержание кислорода в NGC 428 ранее было исследовано в работах Пилюгина и др., 2014 [100] и Князева и др., 2018 [116] с использованием спектров SDSS. В статье Пилюгина и др., 2014 [100] авторы пишут, что в галактике не наблюдается градиента металличности, содержание кислорода в центре галактики 12 + log(O/H) = 8,20 ± 0,06, однако эта величина получена по данным для небольшого количества областей, сосредоточенных в основном на одинаковом расстоянии от центра галактики. Значение 12 + log(O/H) = 8,12 ± 0,06, полученное в [116] для одной яркой области Hll, согласуется со оценками из работы Пилюгина и др., 2014 [100] в пределах ошибок. Полученная в данной Главе оценка содержания кислорода на радиусе R = 0,5R25 согласуется с величинами из указанных выше работ, а наличие оценок для большого числа областей на разных расстояниях от центра галактики позволило измерить градиент металличности (см. Табл. 5.4).

--4-JL

===А=____i

i., -tj

#

• Те

• R

• S

izi

4ÍÍ1!:

Нг

5.6 Обсуждение результатов

На оптических изображениях NGC 428 показывает пекулярную морфологию, которая может указывать на приливные возмущения и взаимодействия галактики. Несмотря на это, крупномасштабная кинематика ионизованного газа не демонстрирует признаков каких-либо существенных возмущений. Действительно, если учесть радиальные движения газа вдоль бара на галак-тоцентрических расстояниях 1—4 кпк, то поле скоростей хорошо описывается моделью кругового вращения плоского тонкого диска. Круговое вращение преобладает также в районе кольца звездообразования на западной периферии галактики. В этой области был обнаружен лишь небольшой наклон на несколько градусов относительно плоскости диска внутри оптического радиуса R25. Однако тщательный анализ нового глубокого поля скоростей в линии Ha позволил обнаружить две кинематические особенности в газовом диске NGC 428, которые могут быть связаны с внешним событием:

(i) Наклонный диск в околоядерных (г < 10" = 0,85 кпк) областях.

(ii) Hll-область #2 с высокими остаточными скоростями.

В работах Корсини и др., 2003 [217] и Моисеева, 2012 [218] рассматривались свойства внутренних наклонных дисков и обсуждалось, что происхождение большинства таких структур связано с захватом внешней материи со спином, отличным от спина родительской галактики. Около 2/3 объектов в каталоге галактик с внутренними полярными дисками и кольцами показывают различные признаки недавнего взаимодействия или слияния [218]. Хорошей иллюстрацией является NGC 7217, для которой в статье Сильченко и др., 2011 [227] было показано, что наблюдаемые свойства галактики согласуются с результатами моделирования из базы данных GalMer для случая малого слияния с богатым газом карликовым компаньоном.

Если принять РА = 105± 5 градусов и е = 0,2 ±0,05 для этого внутреннего диска в NGC 428, то взаимный угол между внутренним и внешним дисками будет либо 13 ± 7, либо 83 ± 8 градусов, согласно уравнению (1) из работы [218]. Неоднозначность решения вызвана тем, что только величин РА и i недостаточно для того, чтобы однозначно задать ориентацию диска в пространстве — также необходимо знать, какая часть диска находится ближе к наблюдателю. Если спиральные ветви в NGC 428 "отстающие", то можно сделать вывод, что

юго-западная часть внешнего диска находится ближе к нам. При этом ориентация внутреннего диска относительно внешнего неизвестна.

В случае, если верно первое решение для взаимной ориентации дисков, внутренний наклонный диск должен быть динамически неустойчивым к прецессии на масштабе нескольких периодов обращения внутренних областей (< 100 млн. лет). Однако, стоит отметить, что стабильность полярных и наклонных околоядерных дисков пока что является предметом обсуждений, в отличие от хорошо исследованного случая крупномасштабных полярных колец [228].

Дополнительным указанием на наличие наклонного ядерного диска является распределение условий возбуждения газа вдоль РА = 277 градусов, что близко к положению большой оси предполагаемого наклонного диска (Рис. 5.7). Из рисунка видно, что отношения линий [N Il]/Ha и [S Il]/Ha показывают пики на расстоянии — 10 угловых секунд по обе стороны от ядра. Это является признаком ударного возбуждения и может быть связано с взаимодействием газовых облаков во внешнем и внутреннем дисках. Подобная картина наблюдалась, например, в галактике Arp 212 [229].

Еще одним регионом, выделяющимся по кинематике, является HII-область #2 (см. п. 5.5.2 и Рис. 5.3, 5.5). Эта яркая компактная область демонстрирует узкий невозмущенный профиль линии Ha с лучевой скоростью, которая существенно отличается от предсказанной из модели вращения галактики. Такую кинематику ионизованного газа можно объяснить наличием потока газа, вызванного внешней аккрецией. К сожалению, никаких оценок химического состава для этой области нет.

Градиент содержания кислорода, оцененный для NGC 428 (-0,21 dex R-1 или -0,08 dex R-1, принимая эффективный радиус Re = 44,68 угловых секунд из [230]), хорошо согласуется с медианным значением, полученным для большой выборки галактик из обзора MANGA (— -0,08 dex/^e согласно [231]), но ниже величины, полученной по данным обзора CALIFA (— -0,11 dex Я-1, согласно [232]). В работе [233] авторы получили средний градиент металличности

— -0,39 dex/^25 для большой выборки близких галактик со звездообразованием, что также существенно выше величины, полученной для NGC 428. В работе [234] было показано, что существует линейная зависимость градиента металличности от 1/R¿, где R¿ = Re/1,6783 — шкала диска. Согласно рис. 3 из этой работы, ожидаемое значение градиента металличности для NGC 428

— -0,04 dex кпк-1, что вдвое больше наблюдаемого.

Наряду с наличием наклонного околоядерного диска и Ыи-области #2, выделяющейся по кинематике, наблюдаемый небольшой градиент металличности указывает на возможный недавний эпизод аккреции низкометалличного газа на диск галактики (например, малое слияние с богатым газом спутником или захват внешних газовых облаков). Такое событие могло привести к уменьшению наблюдаемого градиента металличности и может также объяснить наблюдаемые особенности морфологии и кинематики.

5.7 Выводы

В данной Главе Диссертации описана выборка, составленная для изучения процессов взаимодействия и аккреции газа в войдах. В выборку вошли галактики поздних типов с пониженной металличностью (по сравнению с зависимостью "светимость-металличность", полученной для реперной выборки галактик в Местном объеме из [25]) и/или возмущенной морфологией. Десять из восемнадцати объектов оказались изолированными галактиками, а остальные в основном являются членами групп и пар.

В данной Главе представлено исследование самой яркой галактики выборки, N00 428. На первый взгляд она выглядит как обычная спиральная галактика с довольно однородным радиальным распределением химического состава. В крупномасштабной кинематике ионизованного газа преобладает чисто круговое вращение с радиальными потоками в области бара. Локальные (~0,5-1 кпк) возмущения кинематики (двухкомпонентные профили эмиссионных линий Ыа, высокие остаточные скорости и дисперсии скоростей) однозначно связаны с действием массивных звезд в областях активного звездообразования.

Однако более тщательный анализ имеющихся данных позволил выявить несколько интересных особенностей:

1. Околоядерный (г < 850 пк) диск, погруженный в крупномасштабный бар и наклоненный на 13 ± 7 или 83 ± 8 градусов по отношению к диску галактики.

2. Ыи-область #2 показывает узкий однокомпонентный профиль эмиссионной линии Ыа и высокие остаточные скорости.

3. Градиент содержания кислорода по радиусу несколько ниже, чем ожидается для подобных галактик.

Все эти особенности, вместе с возмущенной периферией галактики, указывают на аккрецию газа или малое слияние в недавней истории NGC 428, на временной шкале не более —500 млн. лет (что соответствует нескольким оборотам внешнего диска галактики). Результаты исследования представлены в статье [235].

Глава 6. Детальное исследование галактики Ark 18

6.1 Введение

В Главе 5 описана выборка галактик, составленная для поиска и изучения взаимодействий и аккреции в войдах. В данной Главе Диссертации представлен подробный анализ одного из объектов выборки - маломассивной галактики Arakelian 18 [Ark 18; 236]. Ark 18 находится в войде Eridanus (см. Главу 2 и работу [116]) на расстоянии D ~ 24,1 Mpc (расстояние было оценено как Vlg/73, принимая постоянную Хаббла Н = 73 км/с/Мпк, Vic — скорость удаления галактики в координатной системе Местной группы из базы данных NED). На принятом расстоянии угловой масштаб составляет 117 пк/''. Согласно работе Караченцева и др., 2011 [111] галактика считается изолированной и не имеет каких-либо известных компаньонов. На глубоких оптических изображениях SDSS Stripe 82 [63—65] видны голубые клочковатые спирали низкой поверхностной яркости вокруг яркого, более красного центрального компонента эллиптической формы.

Ark 18 — галактика низкой поверхностной яркости (LSB, low surface brightness) с умеренными массой и размером диска. Галактика не является ни карликовой, ни гигантской, ни ультрадиффузной (UDG, ultra diffuse galaxy). Подобно гигантским галактикам низкой поверхностной яркости (gLSBG, giant LSB galaxies), она имеет выраженную спиральную структуру, но не обладает массивным балджем. Еще одна особенность, которая делает Ark 18 похожей на gLSBG, заключается в том, что она обладает сложной структурой, и включает центральный компонент с высокой поверхностной яркостью, погруженный в протяженный LSB-диск [см., например, 237—239]. Однако диск низкой поверхностной яркости в Ark 18 имеет более умеренный размер по сравнению с gLSBG, ее эффективный радиус составляет —5 кпк (по сравнению с > 21 кпк для gLSBG). Эффективный радиус центрального компонента Ark 18 равен —1 кпк.

На Рис. 6.1 показано положение Ark 18 на диаграмме "размер - светимость", по сравнению с другими галактиками ранних и поздних типов, галактиками низкой поверхностной яркости, ультрадиффузными, и компактными эллиптическими галактиками (cEs). Поскольку яркий центральный

компонент вносит основной вклад в светимость системы, он определяет положение всей галактики на диаграмме. Для того чтобы исследовать природу не только яркого центра, но и структуры низкой поверхностной яркости в Ark 18, на диаграмме отдельно показано положение LSB-диска, центрального компонента и всей галактики кружками разного цвета. Здесь не учитывается, что галактики из эталонных выборок могут также обладать протяженными компонентами с низким вкладом в их полную светимость, и свойства Ark 18 сравниваются с их глобальными свойствами. Звездная величина в полосе V для Ark 18 была взята из базы данных Hyperleda [94], отношение светимости балджа к диску и эффективные радиусы - из анализа результатов поверхностной фотометрии, приведенного далее в данной Главе. Центральный компонент имеет параметры, близкие к параметрам карликовых галактик ранних типов. В то же время LSB-диск Ark 18 находится близко к области ультрадиффузных и типичных LSB-галактик.

Голубой цвет спиралей Ark 18 указывает на присутствие молодых звезд, которые могли образоваться из аккрецированного на галактику газа. Ark 18 — богатая газом галактика, что также согласуется со сценарием внешней аккреции газа. Масса нейтрального водорода Hl, logM^i/MQ = 9,3, была рассчитана для галактики с использованием потока в линии 21см (Hl) из каталога HIPASS [240] и расстояния, принятого для Ark 18 в данном исследовании.

Основные свойства Ark 18, полученные в данном исследовании или взятые из литературы, приведены в Таблице 6.1: координаты RA, Dec (J2000); принятое до галактики расстояние D; видимая звездная величина тв в полосе В, оцененная по изображениям SDSS Stripe82 (п. 6.3.1); абсолютная звездная величина M в, скорректированная за межзвездное поглощение в Галактике [96]; темп звездообразования (SFR) (п. 6.3.1); полная масса атомарного водорода log(Mß7 ); отношение массы водорода к светимости в полосе В M hi/Lb ; системная скорость Vsys, а также углы наклона i и позиционные углы РА отдельных компонентов, оцененные из анализа фотометрии и кинематики (п. 6.3.2); содержание кислорода 12 + log(O/H) (п. 6.3.4).

1.5-1

1.0-

о

Q. ^

О) О

о о

О)

0.5-

late-type galaxies, Hyperleda early-type galaxies, Brodie et ■ LSB, Greco et al. 2018 x UDGs, vD+2015; Chil+2019 Ark 18, total Ark 18, LSB disc Ark 18, central component

UDGsx^/

^ o.o H

-0.5-

-15 -18 -21

Mv, mag.

Рис. 6.1 — Положение Ark 18 на диаграмме "размер - светимость" (большие кружки). По оси ординат отложен логарифм циркуляризованного эффективного радиуса, оцененного в соответствии с формулой из [241] Таге = (1 — е)1/2те//, где б - эллиптичность, reff — радиус, содержащий половину светимости галактики. По оси абсцисс отложена абсолютная звездная величина в полосе V. Красный, розовый и синий кружки относятся к

центральному компоненту, всей галактике и LSB-диску, соответственно. Черными квадратами отмечено положение LSB-галактик из работы [241], для

которых были доступны красные смещения в базе данных Simbad. Небольшими красными треугольниками отмечено положение галактик ранних типов из работы [242]. Маленькие синие кружки соответствуют галактикам позднего типа (с t>2, где t - морфологический тип) из базы данных Hyperleda. Серые кресты отмечают положение ультрадиффузных галактик из [243], [244] и [245]. Прямые линии соответствуют линиям постоянной средней

поверхностной яркости.

Таблица 6.1 Основные свойства Ark 18

Параметр Величина

RA (J2000)a 00:51:59.62

Dec (J2000)a -00:29:12.2

Da, Мпк 24.1

тв 14.85

Мв -17.2

SFR, Mq /год 0.1

log MbHI 9.3

MHI/LB 2.3

i , deg 67 ± 1 (внутренний0) 58 ± 3 (внешний^)

PA, deg 358 ± 3 (внутренний0) 344 ± 5 (внешний^)

ysys, км/с 1627±9

12 + log (O/H) 8.20 ± 0.04

Все величины получены в рамках данного исследования, если иное не указано в дополнительной информации в комментариях к Таблице. а По данным NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) b Рассчитана с использованием потока в линии 21см (Hi) из каталога HIPASS [240] и расстояния, принятого в данном исследовании с Оценено из фотометрии, для г < 30'' d Оценено из кинематики, для г > 30''

6.2 Используемые данные

Наблюдения проводились в прямом фокусе 6-м телескопа БТА с использованием многорежимного фокального редуктора первичного фокуса SCORPIO-2 [49], в длиннощелевом режиме, а также в режиме сканирующего интерферометра Фабри-Перо (ИФП). Описание наблюдений и обработки полученных данных приведено в п. 1.1.3 Также были использованы доступные архивные изображения и спектры SDSS для двух областей галактики.

Журнал наблюдений приведен в Таблице 6.2, и содержит следующие данные: (1) информация о типе полученных данных, а также позиционный угол

Таблица 6.2 Журнал наблюдений

Метод Дата TeXpj с Поле ''/px в,'' Спектр. ÖX,

наблюдений зрения диапазон A

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

LS PA=145 19.11.2019 7200 1'' х 6.1' 0.36 1.2 3650-7250 5.3

LS PA=171 20.11.2019 6000 1'' х 6.1' 0.36 2.5 3650-7250 5.3

LS PA=118 19.12.2019 10800 1'' х 6.1' 0.36 2.5 3650-7250 5.3

ИФП 23.12.2016 11430 6.1' х 6.1' 0.71 2.4 8.7A 0.4

вблизи Ha (18 км/с)

в случае наблюдений с длинной щелью; (2) дата наблюдений; (3) общее время экспозиции Техр; (4) поле зрения (или ширина и длина щели); (5) угловой размер пикселя; (6) качество изображения, соответствующее конечному угловому разрешению; (7) доступный спектральный диапазон; и (8) итоговое спектральное разрешение ÖX.

Наблюдения в эмиссионной линии Ha проводились со сканирующим ИФП высокого разрешения. В процессе сканирования было последовательно получено 40 интерферограмм при различных расстояниях между пластинами ИФП. Наблюдения проводились для двух позиционных углов, для того чтобы убрать блики, согласно работе [54]. Экспозиция для каждого отдельного канала составляла 150 с, однако для 19 каналов для второй ориентации поля были получены экспозиции только по 120 с.

В ходе наблюдений качество изображения составляло 1,1—1,8". Итоговое пространственное разрешение после сглаживания в процессе обработки данных составило ~2,4".

Профили линии Ha анализировались путем вписывания однокомпонент-ного профила Фойгта [54], что позволяет получить поток, лучевую скорость и дисперсию скоростей с учетом инструментального уширения для каждого компонента. На итоговых картах были замаскированы области с низким отношением сигнал/шум (S/N < 3). Типичная ошибка оценки скорости для этого S/N соответствует ~ 9 км/с и уменьшается до ~ 2 км/с при S/N = 10 [56]. В результате было получено глубокое изображение в линии Ha, на котором видно большое количество областей звездообразования в LSB-диске Ark 18 (см. Рис. 6.2). Анализ полученных данных по кинематике ионизованного газа приведен в п. 6.3.2. Полученное изображение в линии Ha было откалибровано при помощи карты Ha, полученной на Паломарском телескопе и представленной в работе [246]. Была построена линейная регрессия между значениями потока

для ярких в Ha областей на обеих картах, затем она была экстраполирована на всю карту.

Было получено три спектра при разных положениях щели. На Рис. 6.2 показаны положения щелей, наложенные на цветное изображение SDSS Stripe 82 и на карту Ha. Одна из щелей, с РА = 171°, пересекает центр галактики и самое яркое звездное скопление, смещенное относительно центра галактики (здесь и далее обозначается как звездное сверхскопление, или SSC, super star cluster). При двух других положениях (РА = 118° и РА = 145°) щель проходит через некоторые из самых ярких областей звездообразования в LSB-диске, которые были обнаружены при наблюдениях с ИФП. Щель с РА = 118° также проходит через относительно яркий "хвост" Ha вблизи центральной части галактики с минимальной измеренной дисперсией скоростей газа (см. Рис. 6.3 ). Эти данные используются далее для анализа механизма возбуждения и химического состава газа (см. п. 6.3.4).

6.3 Результаты 6.3.1 Морфология и темп звездообразования Ark 18

На цветном изображении gri, построенном с использованием данных из SDSS Stripe 82 (Рис. 6.2, сверху), хорошо заметен голубой диск низкой поверхностной яркости с флоккулентной спиральной структурой, в который погружен более яркий и более красный центральный компонент. В южной части центрального компонента расположена яркая голубая область звездообразования, обозначенная в данном исследовании как "SSC". Она является самой яркой областью звездообразования в галактике, на ее долю приходится около 55% всего излучения центрального компонента в Ha. Вторая по яркости Hll-область с вкладом около 26% расположена в фотометрическом центре галактики ("centre").

На карте потоков в линии Ha, полученной из данных ИФП (Рис. 6.2, внизу), видно, что многие Hll-области низкой светимости находятся в диске низкой поверхностной яркости на разных расстояниях от центра галактики. Они

Рис. 6.2 — Положения щелей, наложенные на цветное комбинированное изображение SDSS Stripe 82 д, г, i в искусственных цветах (сверху) и на замаскированную карту Ha, полученную из данных наблюдений с ИФП (снизу), в одинаковом масштабе. Обсуждаемые в тексте Hll-области выделены зелеными кружками. Области, обозначенные цифрами, расположены в LSB-диске, а области "Tail", "Centre" и "SSC" относятся к

центральному компоненту галактики.

__ Dispersion

■ еь

«s-

^30

-25:

] 20

15

10

90 60 30 0 -30 -60 -90 90 60 30 0 -30 -60 -90 90 60 30 0 -30 -60 -90

km/s km/s km/s

1550 1600 1650 1700 1550 1600 1650 1700-20 -10 0 10 20

90 60 30 0 -30 -60 -90 90 60 30 0 -30 -60 -90 90 60 30 0 -30 -60 -90 ДX, arcsec ДX, arcsec ДX, arcsec

Рис. 6.3 — Сверху: цветное комбинированное изображение в полосах д, г и % из БОБЯ 81пре82 (слева); принятые ориентации газовых орбит для внутренних и внешних областей диска (в центре); карта дисперсий скоростей ионизованного газа, контурами нанесены уровни поверхностной яркости в линии На (справа). Снизу: наблюдаемое поле скоростей ионизованного газа (слева); модельное поле скоростей, построенное с использованием метода наклонных колец (в центре); карта остаточных скоростей, полученная при вычитании модельного поля скоростей из наблюдаемого (справа). На последних четырех панелях области с Б/К<3 были замаскированы.

относятся к голубым спиральным рукавам. Поток в линии Ha от LSB-диска составляет примерно 1,7 х 10-14 эрг/с/см2, в то время как полный измеренный поток Ha от галактики 1,9 х 10-13 эрг/с/см2. Таким образом, вклад LSB-диска в общую светимость Ark 18 в Ha составляет около 9% (не учитывая областей, которые могли наложиться на центральный компонент). Наблюдаемые потоки в линии Ha соответствуют полному темпу звездообразования SFR ~ 0,1 М0/год, если использовать соотношение из работы [247]. Темпы звездообразования для SSC и центра равны ~ 0,05 и ~ 0,023 М0/год, соответственно.

Севернее центра галактики расположен протяженный "хвост" ионизованного газа с Hll-областью на конце (эта структура лучше видна на Рис. 6.3 и 6.6). Этот "хвост" заметно изгибается по мере удаления от центра галактики. Он почти неразличим на изображениях SDSS, однако хорошо заметен на картах Ha, несмотря на довольно низкую яркость (около 3% от общего потока Ha). Вблизи "хвоста" наблюдается минимальное значение дисперсии скоростей agas в линии Ha в центральной части Ark 18, при этом поле скоростей не показывает никаких особенностей в этой области (см. Рис. 6.3).

Видимая звездная величина в полосе В, приведенная в Таблице 6.1, была получена при проведении апертурной фотометрии изображений SDSS Stripe 82 в полосах g и г. Для пересчета из звездных величин в полосах g и г в звездную величину в полосе В было использовано преобразование из [58]. При проведении апертурной фотометрии объекты переднего и заднего фона были замаскированы.

Чтобы проверить, как фотометрический позиционный угол и угол наклона Ark 18 изменяются с радиусом, был проведен изофотный анализ изображений SDSS Stripe 82 в полосах g, г и i с использованием процедуры ELLIPSE из IRAF. Фоновые объекты и яркие области звездообразования Ark 18 были замаскированы. Аналогичным образом был проведен анализ данных WISE [207] на 3,4мкм и Spitzer на 3,6мкм. Поведение углов наклона и позиционных углов вдоль радиуса, полученных из анализа разных данных, согласуются между собой, за исключением самой центральной части, из-за низкого разрешения изображений WISE и Spitzer. Для последующего анализа были использованы значения, полученные для более глубоких данных SDSS Stripe 82. В п. 6.3.2 радиальные вариации позиционного угла, полученные из изофотного анализа, сравниваются с вариациями позиционного угла, оцененного из анализа кинематики.

Декомпозиция двумерного изображения SDSS Stripe 82 в полосе i проводилась при помощи пакета GALFIT [248] с использованием двухкомпонентной модели, включающей внутренний компонент с профилем Серсика и внешний экспоненциальный диск. Были получены следующие параметры компонентов: эффективный радиус ге = 6,98'', эффективная поверхностная яркость = 20,76 mag/arcsec2, индекс Серсика п = 1,69 для центрального компонента; эффективный радиус ге = 39,25'', эффективная поверхностная яркость = 25,59 mag/arcsec2, индекс Серсика п =1 для диска (последний при декомпозиции фиксировался). Согласно критериям, приводимым, например, в работе [249], внутренний компонент является псевдобалджем, поскольку имеет низкий индекс Серсика1 п < 2, показывает активное звездообразование и не выглядит более круглым, чем окружающий его диск. В то же время высокое отношение светимости балджа к полной светимости, наблюдаемое в Ark 18, не характерно для псевдобалджей [249]. Поскольку известно, что формальные статистические ошибки GALFIT значительно занижены [см., например, 250], в данной Главе они не приводятся. Для того, чтобы убедиться в надежности полученных результатов, была также выполнена декомпозиция одномерного азимутально усредненного профиля поверхностной яркости, полученного с использованием процедуры ELLIPSE для изображения i SDSS Stripe 82. Результаты, полученные для центрального компонента, согласуются в пределах 10%, для диска низкой поверхностной яркости - в пределах 23%. Эти значения могут быть использованы в качестве ошибок полученных величин.

6.3.2 Глобальная кинематика ионизованного газа

На Рис. 6.3 приведены карты лучевых скоростей и дисперсии скоростей (agas), полученные из данных ИФП в линии Ha. Поле скоростей показывает вращение диска низкой поверхностной яркости в том же направлении, что и центральная яркая часть галактики, однако амплитуда лучевой скорости в центральных областях ниже (около 20 — 30км/с). Наблюдаемая дисперсия скоростей Ha в Ark 18 является типичной для карликовых галактик [251].

1При декомпозиции одномерных профилей поверхностной яркости, полученных из изофотного анализа, были получены еще более низкие значения п — 1.4

100

^ 80 Е

60

"с5 40 о

^ 20

0 200

190

180

<170

160

150

140

130

Рис. 6.4 — Сверху: Кривая вращения для Ark 18, полученная из наблюдаемого поля скоростей с использованием метода наклонных колец. Снизу: Распределение позиционных углов вдоль большой оси галактики. Кинематические позиционные углы, полученные из анализа наблюдаемого поля скоростей, отмечены темно-зелеными кружками (с использованием метода наклонных колец на г < 30" и модели плоского диска для внешних областей). Фотометрические позиционные углы, полученные из изофотного анализа данных Stripe 82 в полосе г, отмечены светло-зелеными

треугольниками.

0 20 40 60 80 100

R, arcsec

Согласно результатам проведенного изофотного анализа, позиционный угол большой оси центрального компонента Ark 18 составляет РА ~ —2o (на г < 30"), в то время как для внешнего диска РА = 150 — 160o (или 330 — 340o). Эллиптичность внешнего диска меньше, чем эллиптичность внутренней области. Такие отличия можно интерпретировать в рамках двух возможных сценариев:

1. Диск низкой поверхностной яркости со звездным баром в центре. В таком случае должен наблюдаться разворот линий равных скоростей из-за некруговых (радиальных) движений, отражающих движение газовых потоков в гравитационном потенциале бара [см., например, 252, 253].

2. Многокомпонентная система, в которой вращение внутреннего и внешнего компонента происходит в двух разных плоскостях, как, например, в случае галактик с полярными кольцами [см., например, 254].

Как обсуждалось в Главе 5, анализ двумерного поля скоростей ионизованного газа и сравнение радиального поведения кинематического (РАып) и фотометрического (PAph0t) позиционных углов большой оси галактики позволяет различить два этих сценария. В случае диска со звездным баром ожидается разворот PAkin в направлении, противоположном развороту большой оси внутренних изофот PAphot. В случае многокомпонентной системы с несколькими спинами они должны хорошо согласоваться [см., например, 214, 255]. Такой анализ, приведенный в Главе 5, а также в соответствующей статье [235], позволил сделать однозначный вывод о наличии бара в галактике NGC 428.

Поле скоростей в линии Ha было проанализировано с использованием метода "наклонных колец" [215], модифицированного для исследования полей скоростей ионизованного газа карликовых галактик, как описано в работе [164]. Положение центра было зафиксировано, а поле скоростей было разбито на узкие эллиптические кольца, при этом для колец предварительно принимались угол наклона галактики i0 и позиционный угол РА0, определенные из анализа фотометрии (п. 6.3.1). В предположении, что Ark 18 представляет собой систему с несколькими спинами, в качестве начального приближения i и PAkin использовались два набора i0 и РА0 (отдельно для внутреннего и внешнего диска). В предположении сценария "бар + диск" была использована только ориентация внешнего диска. В каждом кольце с помощью %2-минимизации определялись параметры модели кругового вращения: PAkin, скорость вращения Vrot и си-

стемная скорость Vsys. На следующей итерации Vsys фиксировалось на среднем значении по радиусу. Угол наклона круговых орбит также фиксировался на значении i0, поскольку некруговые движения газа во внутренних областях и плохое заполнение поля скоростей внешнего диска не позволили напрямую оценить i из кинематики газа. Кривая вращения Vrot(г) и распределение РАып(г) представлены на Рис. 6.4.

Построение модельных полей скоростей в рамках обоих предположений о структуре галактики и их анализ привели к одному и тому же выводу: значения PAkin во внутренней области (г < 30'') хорошо согласуются с PAph0t, и повернуты (на 15 — 25°), относительно РА0 внешнего диска. Такое радиальное поведение PAkin невозможно в случае движений газа в гравитационном потенциале бара - в этом случае разворот PAkin должен происходить в направлении, противоположном развороту большой оси внутренних изофот PApjl0t [214, 255].

Таким образом, можно сделать вывод, что Ark 18 представляет собой двухкомпонентную систему, в которой вращение внутреннего и внешнего компонента происходит в разных плоскостях. Чтобы лучше оценить кинематические параметры внешнего диска, наблюдаемое поле скоростей на г = 30 — 100'' было аппроксимировано моделью "плоского диска" с постоянными PAkin и i. Полученная кривая вращения и распределение PAkjM и PAph0t по радиусу приведены на Рис. 6.4. Модельное поле скоростей (полученное с использованием метода "наклонных колец" для внутреннего компонента и модели "плоского диска" для внешнего) и карта остаточных скоростей, после вычитания модельного поля скоростей из наблюдаемого, приведены на Рис. 6.3. Также на этом рисунке показаны принятые ориентации газовых орбит для внутренних и внешних областей, согласно величинам из Таблицы 6.1.

В качестве кинематического центра была принята "центральная" Hll-область, которая была обозначена выше как "centre" (см. Рис. 6.2) и совпадает с фотометрическим центром галактики в полосе i SDSS. Эта область также совпадает с центром симметрии поля скоростей внутреннего диска. Также отдельно в качестве кинематического центра (либо внутреннего, либо внешнего диска) была рассмотрена яркая область звездообразования SSC. Это предположение приводит к аналогичным выводам о кинематике газа, однако появляется больший разброс PAkin в центральных областях и разница в значениях Vsys между внутренним и внешним компонентами на ~ 15км/с. Это

позволяет сделать вывод, что область SSC смещена относительно кинематического центра галактики.

Из значений РА и i, приведенных в Таблице 6.1, можно оценить угол между внутренним и внешним компонентами в диапазоне Дг = 20 — 30°, в зависимости от взаимной ориентации спинов [см. уравнение (1) в 229]. Исходя из этого, можно заключить, что в Ark 18 наблюдается не полярный, а искривленный внешний диск. К сожалению, поле скоростей внешнего диска недостаточно хорошо заполнено для изучения радиального изменения угла наклона диска и позиционного угла во внешних областях. Для более детального исследования этого вопроса потребуются данные о распределении и кинематике атомарного водорода HI с высоким разрешением.

6.3.3 Оценка возрастов звезд из широкополосной фотометрии

Для анализа цветов Ark 18 использовались эволюционные треки из пакета PEGASE.2 [140]. Для оценки цветов была проведена апертурная фотометрия центрального компонента и внешнего диска низкой поверхностной яркости на изображениях в фильтрах и, д, г, i SDSS Stripe 82, фотометрия проводилась вне ярких областей звездообразования. После этого цвета и—д, g—r, г—г, исправленные за покраснение, сравнивались с синтетическими эволюционными треками для металличности Z=0,004 (что соответствует —0,2Z0) - эта величина близка к оценкам, полученным для Ark 18 (см. п. 6.3.4). В качестве двух крайних случаев использовались треки для двух законов звездообразования: непрерывное звездообразование с постоянным темпом ЗО, и мгновенная вспышка ЗО, в предположении двух начальных функций масс - Солпитера [165] и Кроупы [166]. Соответствующие диаграммы приведены на Рис. 6.5.

Из Рис. 6.5 видно, что цвета центрального компонента (исключая самый центральный регион и область SSC) довольно красные. Они соответствуют времени — 13-14 млрд.лет, прошедшему с начала ЗО для модели непрерывного ЗО (т.е. цвета соответствуют цветам старого звездного населения), либо, что более вероятно, наблюдается смесь старого и молодого звездного населения. При этом центральный компонент находится в "голубом облаке", куда попадают галактики с нормальной историей звездообразования в трехмерном пространстве

u-g g-г

Рис. 6.5 — Диаграммы "цвет - цвет". Слева: (д — г) - (и — д); Справа: (г — i) - (д — г). Синими заполненными треугольниками отмечены цвета центрального компонента Ark 18, синими незаполненными треугольниками отмечены цвета внешнего диска низкой поверхностной яркости. Все цвета были исправлены за покраснение. Цветными линиями отмечены эволюционные треки из пакета PEGASE.2 [140] для Z = 0,004, для двух крайних случаев законов звездообразования - мгновенная (inst) вспышка звездообразования для двух начальных функций масс (IMF): Солпитер [165] (красная сплошная линия) и Кроупа [166] (красная пунктирная линия); непрерывное звездообразование (cont) для тех же IMF: Солпитер (черная сплошная линия) и Кроупа (черная пунктирная линия). Значения вдоль треков - время от начала звездообразования в миллиардах лет.

параметров " (д — г) - (NUV — г) - Мг" [256]. Цвета внешнего диска низкой поверхностной яркости (за исключением относительно ярких областей ЗО) соответствуют значительно более молодому возрасту звездного населения, ^5 млрд. лет, для модели непрерывного ЗО.

6.3.4 Условия возбуждения газа и содержание химических

элементов

Химический состав межзвездной среды в Ark 18 ранее подробно не изучался. Оценка содержания кислорода, которое является наиболее широко используемым индикатором металличности газа, была получена в работе [116] и представлена также в Главе 2 данной Диссертации. Согласно этой оценке,

0.0

0.2

Flux (Ho), erg s-1 cm-2

0.4

0.6

0.8

1.0

-5

le-15

Tail

(b)

Centre

SSC

о

"■M 10

x

• [Sll]/Ha

• [Nll]/Ha

• [OIII]/Hj8/5 [01]6300/Нах5

(TF

x

Ш

■a

x

0

01

о +

ГМ

Я, агсвес

Рис. 6.6 — Результаты анализа эмиссионного спектра (РА=171). Положение

щели нанесено горизонтальными пунктирными линиями на цветное изображение в фильтрах дгг БОББ (а), а также на карту потоков в линии На (Ь). На панели (с) показано распределение вдоль щели отношений потоков в эмиссионных линиях, на панели (с!) - распределение содержания кислорода, оцененного несколькими методами (см. п. 6.3.4). Вертикальными линиями на панели (с!) отмечены границы, в пределах которых интегрировался спектр для

оценки содержания кислорода.

logFHa

-15.5

1.00-

0.75-

~ 0.50 X

Г? 0.25

о

о

1Л

0.00

о

ai -0.25 о

-0.50

-0.75

-1.00.....:

-1.50-1.25-1.00-0.75-0.50-0.25 0.00 0.25 log([SII]6717 + 6731/Ha)

-2.50-2.25-2.00-1.75-1.50-1.25-1.00-0.75-0.50 Iog([0l]6300/Ha)

Seyfert

0.50 0.25 0.00 -0.25 -0.50

-0.75-

-1.00

-1.0 -0.5 log([NII]6583/Ha)

0.50-0.25-0.00--0.25--0.50-

LINER

LINER

Shocks+Prec.; Z=0.6Zo

- 100 km s"1

150 km s-1

- 200 km s_1

- 250 km s"1

300 km s"1

-1.50-1.25-1.00-0.75-0.50-0.25 0.00 0.25 log([SII]6717 +6731/Ha)

-2.50-2.25-2.00-1.75-1.50-1.25-1.00-0.75-0.50 Iog([0l]6300/Ha)

Velocity dispersion, km/s

1.00 0.75

1.00-0.75-

~ 0.50

CO. X

r^ 0.25

о

о

1Л

0.00

о

^ —0.25 о

Seyfert

-0.50

-0.75

-1.00

-1.0 -0.5 log([NII]6583/Ha)

1.00 0.75

1.00-0.75-

0.50

0.25

0.25-

0.00

-0.25

-0.25-

-0.25

-0.50 -0.75 -1.00

-1.5 -1.0 -0.5 0.0 log([NII]6583/Ha)

Seyfert

-î.oo.....:

-1.50-1.25-1.00-0.75-0.50-0.25 0.00 0.25 log([SII]6717 +6731/Ha)

-0.75

-2.50-2.25-2.00-1.75-1.50-1.25-1.00-0.75-0.50 Iog([0l]6300/Ha)

-0.50--0.75-

-0.50

LINER

LINER

Рис. 6.7 — Диагностические диаграммы для Hll-областей в Ark 18, цветом закодированы: регионы (верхний ряд; названия даны согласно Рис. 6.2 и Таблицам 6.3, 6.4), поверхностная яркость в линии На (средний ряд) и дисперсия скоростей На (нижний ряд). Кружками и звездочками показаны значения для регионов SSC, "tail" и "outskirt", полученные для каждого пикселя вдоль щели в пределах соответствующей области. Значения, отмеченные другими символами, получены из интегральных спектров для соответствующей области. Черные и серые изогнутые линии разделяют области с разным механизмом возбуждения, из [223] и [224], соответственно, прямая линия - из [257]. Цветные линии на средних панелях соответствуют линиям постоянной скорости смоделированных ударных волн для Z = 0.6Z..

согласно работе [102].

полученной по спектру SDSS для области SSC, 12 + log(O/H) = 8,08± 0,12 dex. Для центра галактики было получено (также из спектра SDSS) значительно более низкое значение 12 + log(O/H) — 7,55 dex, однако к этой оценке стоит относиться с осторожностью из-за ограничений, обсуждаемых ниже. Далее в этом разделе приводится более детальный анализ распределения металличности в этой галактике, с использованием собственных длиннощелевых наблюдений.

На Рис. 6.2 показаны положения щелей во время спектральных наблюдений, наложенные на изображения SDSS и карту Ha, а также даны обозначения областей, через которые прошли щели и которые будут использоваться в последующем анализе. Щель с РА = 171° проходит через область SSC и центр галактики, а щели РА = 118° и РА = 145° пересекают 8 областей звездообразования в диске низкой поверхностной яркости (они обозначены цифрами2), а также периферию центрального компонента (эта область обозначена как "outskirt"). Щели с РА = 171° и РА = 118° также пересекают слабый "хвост" ионизованного газа (обозначен как "tail"), который заметен на карте Ha в северной части центрального компонента галактики - ранее он упоминался в п. 6.3.1. Из полученных спектров удалось извлечь пространственное распределение отношений потоков и содержания кислорода вдоль щели только для центральной части галактики (включая "хвост") - они приведены на Рис. 6.6 для щели РА = 171°. Для областей в диске низкой поверхностной яркости оценки были получены по спектрам, интегрированным в заданных границах (см. Таблицу 6.4). Потоки в эмиссионных линиях, измеренные по интегральным спектрам для HlI-областей в центральном компоненте и в диске низкой поверхностной яркости и исправленные за поглощение, приведены в Таблицах 6.3 и 6.4, соответственно.

Условия возбуждения газа

На Рис. 6.6 хорошо заметны значительные вариации отношений потоков основных диагностических эмиссионных линий в центральном компоненте Ark 18. В частности, отношение [O IIlj/ЫД растет к центру и особенно к обла-

2Западная и восточная части области #5 рассматривались отдельно как 5W и 5E, поскольку их потоки в линии [O ill] сильно различаются.

сти SSC, где достигает максимального значения в галактике ([O IIlj/ЫД~ 3,5). Стоит также отметить, что как область "centre", так и SSC демонстрируют двойные пики в распределениях [O IIlj/ЫД что указывает на то, что за ионизацию каждой из этих областей ответственны, вероятно, по крайней мере два основных источника. На архивных изображениях VISTA VHS в области SSC удается разрешить два звездных скопления. Интенсивность линий низкого возбуждения растет на окраинах и в направлении "хвоста". Отношение [S Il]/Ha>0,4 типично для диффузного ионизированного газа (diffuse ionised gas, DIG) - протяженного компонента ионизованного газа низкого возбуждения, на долю которого может приходиться до 50% полной Ha светимости галактики [258] . Среди возможных источников ионизации DIG - утекающие из HlI-областей ионизующие кванты, ударные волны в среде с низкой плотностью, ионизация горячими маломассивными проэволюционировавшими звездами [см., например, 225, 259]. Как будет показано ниже, несколько из этих механизмов могут быть ответственны за возбуждение DIG в Ark 18.

Все исследуемые области были нанесены на диагностические диаграммы (введенные в работе [101]), представленные на Рис. 6.7. В верхнем ряду панелей разными цветами и символами обозначены различные области, согласно Рис. 6.2 и Таблицам 6.3, 6.4. Для областей, относящихся к центральному компоненту (SSC, "centre", "tail" и "outskirt") приведены значения, измеренные для отдельных пикселей вдоль щелей. Каждая обозначенная область, кроме #4 в диске низкой поверхностной яркости, лежит ниже "линии максимального звездообразования" из работы [223] и даже ниже линии из работы [224], ограничивающей область, где чистая фотоионизация массивными звездами может быть ответственна за возбуждение газа. То же самое верно для областей SSC и "centre", а часть "хвоста" ("tail") и большая часть региона "outskirt" попадают в область иных механизмов возбуждения (например, активные ядра галактик, ударные волны, ионизация проэволюционировавшими звездами низких масс). Особенно хорошо это видно на диагностических диаграммах, использующих отношения линий [S II]/Ha! и [O l]/Ha, которые более чувствительны к ударным волнам, чем [N ii]/Ho!.

В среднем ряду панелей на Рис. 6.7 цветом закодирована поверхностная яркость, а символы те же, что на верхнем ряду панелей. Из этих диаграмм видно, что все области, лежащие выше черной и серой линий из работ [223] и [224] на диагностических диаграммах с [N Il]/Ha и [S Il]/Ha имеют низкую поверхност-

ную яркость и скорее соответствуют излучению DIG (исходя из ограничения на предельную яркость L(Ha) < 1039 эрг/с/см2/кпс—2 из работы [225]). Отметим, что модели ударных волн с низкими скоростями для металличности Z = 0,6Z0 вполне могут объяснить эти области DIG. Однако в нижнем ряду панелей, показывающем, как меняется дисперсия скоростей в линии Ha на диаграмме BPT (так называемая диаграмма BPT-a, см. [260]), видно, что повышенная дисперсия скоростей наблюдается только в регионе "outskirt", но не в "хвосте". Кроме того, она увеличинается вблизи области #1, которая также имеет поверхностную яркость в Ha, характерную для DIG, и, как следует из Рис. 6.3, такое высокое значение agas наблюдается только на периферии области. Из этого анализа можно сделать вывод, что эмиссия, которая наблюдается на периферии центрального компонента, вероятно, вызвана ударными волнами, на что указывает ее положение на диагностической диаграмме и повышенная дисперсия скоростей. DIG в "хвосте" имеет несколько иное происхождение и, вероятно, возбуждается фотонами, утекающими из близлежащих HlI-областей. SSC и "centre", а также большинство областей в диске низкой поверхностной яркости ионизованы излучением массивных звезд. Область #4, вероятно, расположена очень близко к периферии центрального компонента, поэтому отношения потоков ее эмиссионных линий можно было бы объяснить значительным вкладом от окружающего DIG.

Содержание химических элементов в газе

Для точной оценки содержания химических элементов в газе необходимо измерить хотя бы одну из слабых линий, чувствительных к электронной температуре (Те): [O III] 4363Ä, [N Ii] 5755A, или [S IIl] 6312Ä (вместе с линией [S III] 9069A). Зная электронную температуру, можно оценить содержание различных ионов при помощи "прямого" Те-метода. В случае Ark 18 удалось измерить слабые авроральные линии только в областях SSC и "centre". В SSC были детектированы линии [O III] 4363Ä и [N II] 5755Ä, что позволило оценить Те в зонах низкого и высокого возбуждения независимо друг от друга. Для области "centre" удалось детектировать только линию [O III] 4363A и оценка ее потока была очень неуверенной. Также был проанализирован имеющийся архивный

Таблица 6.3 Потоки в линиях (скорректированные за покраснение), нормированные на поток в линии ИД = 100, и содержание кислорода для Hll-областей центрального компонента Ark 18

Параметр "Tail" "Tail" SSC "Centre" "Outskirt" "Outskirt"

Щель PA=171° PA=118° PA=171° PA=171° PA=171° PA=145°

Координаты -20.7...-17.9 -6.7...4.7 -2.5...2.5 -11.1...-6.1 6.1...13.9 -69.1...-46.3

[O ii] 3727A - - 273.6 ± 13.8 428.9 ± 25.2 - -

[Ne iii] 3869A - - 18.2 ± 2.0 11.6 ± 4.9 - -

H7 37.4 ± 13.1 - 45.2 ± 0.8 42.9 ± 2.0 45.0 ± 35.2 -

[O iii] 4363A - - 1.7 ± 0.4 1.4 ± 1.3 - -

He i 4471A - - 3.0 ± 0.3 - - -

[Fe iii] 4658A - - 0.8 ± 0.3 - - -

He ii 4686A - - 0.7 ± 0.3 - - -

H£ 100.0 ± 7.2 100.0 ± 11.1 100.0 ± 0.4 100.0 ± 0.7 100.0 ± 15.7 100.0 ± 73.5

[O iii] 5007A 136.6 ± 6.0 189.5 ± 10.1 287.7 ± 2.2 210.6 ± 1.7 192.8 ± 12.7 201.7 ± 49.6

He i 5015A - - 2.4 ± 0.5 - - -

[N i] 5200A - - 0.9 ± 0.2 1.9 ± 0.6 - -

[N ii] 5755A - - 0.4 ± 0.1 - - -

He i 5876A - - 10.6 ± 0.2 9.2 ± 0.6 - -

[O i] 6300A 21.8 ± 5.5 36.8 ± 11.5 3.8 ± 0.2 9.8 ± 0.7 17.6 ± 11.9 -

[S iii] 6312A - - 1.1 ± 0.1 1.6 ± 0.7* - -

Ha 280.9 ± 6.1 257.9 ± 7.1 281.0 ± 3.6 281.2 ± 11.4 281.2 ± 11.4 268.6 ± 43.2

[N ii] 6583A 35.3 ± 3.9 44.1 ± 6.1 20.9 ± 0.4 33.2 ± 0.7 47.5 ± 7.6 < 36.3 ± 35.9

[S ii] 6717A 68.9 ± 4.6 81.1 ± 7.2 27.0 ± 0.2 47.1 ± 0.5 76.2 ± 8.3 134.5 ± 45.9

[S ii] 6731A 45.4 ± 4.3 59.4 ± 7.0 19.2 ± 0.1 33.8 ± 0.4 55.8 ± 8.1 35.2 ± 37.7

[Ar iii] 7136A - - 6.5 ± 0.1 4.3 ± 0.5 - -

[S iii] 9069A - - - 16.5 ± 3.1* - -

E(B-V), mag 0.01 ± 0.06 0.00 ± 0.10 0.07 ± 0.01 0.17 ± 0.04 0.14 ± 0.14 0.00 ± 0.65

EW(Ha), A 16.4 7.9 224.2 31.8 22.1 8.9

ст(Иа), км/с ne, см 3 Te([O iii]), K 12 + log(O/H)Te 12 + log(O/H)s 12 + log(O/H)R log(N/O)R log(N/O)Te log(S/O)Te log(Ne/O)Te log(Ar/O)Te 17.1 ± 0.2 8 16+0.04 8.16-0.05 20.0 ± 4.6 58-163 8 22+0.05 8.22-0.07 20.7 ± 0.3 28-93 96631615 8 25+0.13 8.25-0.09 8 19+0.01 8.19-0.01 8 18+0.02 8.18-0.02 1 00+0.04 1.33-0.03 -1 24+0.24 1.24-0.01 _1 64+0.23 1.64-0.07 - 0.751:0.22 -2.46+0.07 21.2 ± 0.2 37+i6 37-18 1229O+3936* 12293-3190 8 09+0.39 8.°9-0.27 8 21+0.01 8.21-0.01 8.21+0.02 8.21-0.02 1.32+0.05 1.32-0.04 -0.76-0.31 -1.44-0.27 0.36+0.32 -0.36-0.44 -2.45-0.13 29.8 ± 2.4 58-189 8.25+0.05 8.25-0.08 14.5 ± 5.5 8.14+0.24

*Оценка получена из спектра SDSS, для всей области "centre"

Таблица 6.4 То же, что в Таблице 6.3, для областей в диске низкой поверхност-

ной яркости

Параметр 1 2 2 3 4

Щель PA=118° PA=145° PA=118° PA=118° PA=118°

Координаты -78.1...-67.4 -114.1...-107.0 -51.7...-44.6 -33.5...-20.6 12.2...20.1

Hß 100.0 ± 37.4 100.0 ± 29.7 100.0 ± 10.5 100.0 ± 88.0 100.0 ± 81.6

[O Iii] 5007Ä < 23.7 160.2 ± 19.9 134.2 ± 9.2 < 43.3 145.8 ± 86.7

[O i] 6300Ä - - 12.2 ± 9.1 - -

Ha 190.1 ± 24.7 281.6 ± 15.4 268.4 ± 7.1 236.5 ± 51.8 273.6 ± 68.6

[N Ii] 6583Ä < 12.9 18.4 ± 10.9 22.1 ± 6.1 < 53.6 < 17.0

[S ii] 6717Ä 7.1 ± 12.3 31.5 ± 11.5 38.8 ± 6.1 54.8 ± 50.8 88.8 ± 53.9

[S ii] 6731Ä 12.0 ± 16.2 12.5 ± 10.2 31.2 ± 6.4 92.1 ± 67.4 81.3 ± 55.5

E(B-V), mag 0.00 ± 0.34 0.36 ± 0.26 0.00 ± 0.09 0.00 ± 0.78 0.00 ± 0.74

EW(Ha), Ä 197.5 361.0 299.5 28.0 8.1

ff(Ha), км/с 27.3 ± 8.7 20.9 ± 1.9 22.8 ± 6.9 21.6 ± 6.9 13.0 ± 4.7

12 + log(O/H)s < 8.45 й OO+0.06 8 8—0.54 8 15+0.07 8.15-0.33 8 o7+0.12 8.37 -0.25 8 1+0.14 8.1—0.29

Параметр 5E 5W 6 7 8

Щель PA=118° PA=118° PA=145° PA=145° PA=118°

Координаты 47.6...53.3 41.8...46.1 -6.3...3.7 6.6...12.3 26.8...34.0

Hß 100.0 ± 29.0 100.0 ± 27.4 100.0 ± 38.9 100.0 ± 89.0 100.0 ± 68.1

[O iii] 5007Ä 167.8 ± 26.6 26.7 ± 20.8 98.1 ± 26.7 533.3 ± 84.8 < 31.3

Ha 232.7 ± 18.5 272.3 ± 17.0 281.3 ± 18.9 281.6 ± 52.0 197.8 ± 52.2

[N ii] 6583Ä < 16.0 < 14.6 < 12.8 < 16.5 -

[S ii] 6717ÄÄ 43.1 ± 21.0 51.3 ± 16.7 30.6 ± 15.2 < 23.1 60.0 ± 38.9

[S ii] 6731Ä 26.5 ± 20.0 37.6 ± 16.1 20.5 ± 14.4 < 11.2 40.3 ± 37.6

E(B-V), mag 0.00 ± 0.26 0.00 ± 0.24 0.24 ± 0.34 0.38 ± 0.84 0.00 ± 0.63

EW(Ha), Ä 169.2 438.1 227.7 274.8 9.5

ff(Ha), км/с 23.0 ± 4.4 17.3 ± 1.4 16.7 ± 3.6 10.6 ± 3.6 —

12 + log(O/H)s 8 i +0.08 8 —0.39 8.04-1:0? 8.19+0.03 8.19-0.79 8 35+0.1 8.35-0.24 -

спектр SDSS - оказалось, что поток в линии [O III] 4363A там существенно отличается, а отношение сигнал/шум также очень низкое (~2). По этой причине линия не использовалась для оценки электронной температуры области "centre", а Те было оценено из отношения потоков в линиях [S II I] 9069А и [S III] 6312А (обе линии наблюдаются в спектре SDSS). Полученное значение Те соответствует областям высокого возбуждения для ионов S2+ и Ar2+, но из него можно пересчитать Те для других ионов, используя соотношения из работы [261]:

Te([S III]) = 0.83Te([Q III]) + 1700, (6.1)

Te([N II]) = 0.7Te([Q III]) + 3000

(6.2)

Для области SSC электронная температура Те была оценена по данным спектральных наблюдений на 6-м телескопе БТА, для области "centre" - из спектра SDSS. Электронная плотность пе оценивалась по соотношению линий [S II] 6717 А и 6731 A. С этими параметрами было получено содержание кислорода 12 + log(O/H), а также относительные содержания N/O, S/O, Ar/O и Ne/O с использованием пакета PyNeb [262]. Чтобы учесть вклад ненаблюдаемых ионов и скорректировать измеренное содержание ионов для N, S, Ar, N, были использованы поправочные коэффициенты из работы [69]. Полученные в итоге содержания химических элементов приведены в Таблице 6.3, а содержание кислорода также показано на Рис. 6.6.

Для оценки содержания кислорода во всех исследованных регионах, где были измерены только сильные эмиссионные линии, применялись эмпирические калибровки R и S из [83]. Оба эти метода применимы в диапазоне металличностей, который наблюдается в Ark 18, и дают значения, хорошо согласующиеся с оценками, полученными Те-методом.

Для оценки точности измерений методом Монте-Карло была сгенерирована выборка синтетических спектров с потоками в линиях, соответствующими наблюдаемым и случайно распределенными вокруг наблюдаемых значений в пределах их ошибок. Для некоторых областей в диске низкой поверхностной яркости отношение S/N в линии [N II] (а в некоторых случаях и в линии [O Ill]) оказалось недостаточным для ее надежной оценки, и измеренные потоки использовались скорее в качестве верхнего предела. Значения 12 + log(O/H), пересчитанные из наблюдательных данных, хорошо согласуются с наиболее вероятными значениями, полученными с использованием метода Монте-Карло, для всех областей, за исключением областей #4, 5W, 6, а также #2 для щели с PA=145°. Для них распределение вероятностей 12 + log(O/H)S является бимодальным, а формально измеренные значения соответствуют его вторичному максимуму, который дает значительно (на 0,3 — 0,9 dex) более низкое содержание кислорода, чем наиболее вероятное значение. Для первых трех областей такое поведение, вероятно, связано с очень ненадежными измерениями потоков в линии [N II] .В таких случаях для областей принимались значения 12 + log(O/H), соответствующие максимуму распределения вероятностей, а не полученные из наблюдаемых потоков.

Металличность была оценена для 7 областей в диске низкой поверхностной яркости и 3 областей, относящихся к центральному компоненту и к его

периферии. В галактике не было обнаружено никакого градиента металлич-ности, она меняется незначительно (учитывая большую протяженность диска LSB) - по оценкам, сделанным S-методом, 12 + log(O/H) = 8,1 — 8,3 dex. Оценки 12 + log(O/H), полученные при помощи Те и двух остальных методов для двух ярких областей, хорошо согласуются между собой.

Относительные содержания других элементов (N/O, S/O, Ne/O, Ar/O) для области SSC хорошо согласуются с общими зависимостями от металлично-сти, наблюдаемыми в других галактиках [см., например, 69], что указывает на нормальную химическую эволюцию этого региона в недавнем прошлом. Однако это не так для области "centre", которая показывает значительно большие значения этих отношений (за исключением аргона), оцененные при помощи Те-метода. В целом это можно интерпретировать как признак недавней аккреции бедного металлами газа, однако в данном случае ошибки отношений потоков слишком велики для того, чтобы можно было сделать надежный вывод. Однако даже в пределах погрешностей измеренное значение (N/O)ye выше, чем для области SSC, и выше, чем ожидается для данной металличности. Этот эффект может быть связан со сложной структурой области, как следует из распределения отношений потоков (Рис. 6.6) и изображений SDSS и VISTA VHS. Как было показано в статье [78], Те-метод может давать несколько заниженные оценки металличности, что будет приводить к искусственному завышению отношения N/O, в то время как для эмпирических методов такой эффект не наблюдается.

Таким образом, в Ark 18 не наблюдается градиента металличности, в центре галактики содержание кислорода, полученное с использованием S-метода, согласующимся с методом Те, составляет 12 + log(O/H) = 8,20 ± 0,04 dex. Однако, стоит отметить, что нельзя полностью исключить наличия низкоме-талличного газа в диске низкой поверхностной яркости. По крайней мере, "формальные" оценки для нескольких областей, полученные S-методом, отличаются от наиболее вероятных значений (принятых в качестве окончательных величин) в сторону меньшей металличности. Для устранения этой неопределенности необходимы более глубокие спектры диска низкой поверхностной яркости, которые обеспечили бы достаточно хорошее соотношение сигнал/шум для эмиссионных линий [N Ii] или [O Ii].

6.4 Обсуждение результатов

Из анализа, представленного выше, были получены следующие важные характеристики Ark 18, на основе которых далее обсуждаются возможные сценарии эволюции:

— Анализ морфологической структуры (по изображениям SDSS), а также кинематики ионизованного газа (по данным ИФП) показывает, что диск низкой поверхностной яркости и центральный компонент умеренно наклонены друг относительно друга, а крупномасштабная кинематика обоих компонентов может быть объяснена чисто круговым вращением. Локальные некруговые движения связаны с действием массивных звезд в самых ярких областях звездообразования. Внешний диск может быть немного искривлен. Из кривой вращения было оценено динамическое время (как период одного оборота на радиусе ~ 40'', где кривая вращения выходит на "плато"), которое составляет около 300 — 350 млн лет.

— Галактика не показывает градиента содержания кислорода. Такая картина часто наблюдается во взаимодействующих и сливающихся системах [см., например, 263—265] и указывает на эффективное перемешивание межзвездной среды.

— Цвета центрального компонента соответствуют времени ~13-14 млрд.лет, прошедшему с начала ЗО, либо, что более вероятно, наблюдается смесь старого и молодого звездного населения. Цвета внешнего диска низкой поверхностной яркости соответствуют значительно более молодому возрасту звездного населения.

— Большая часть текущего звездообразования происходит в двух центральных областях (SSC и "centre"), которые вносят около 80% в общий поток Ha в галактике. Относительные содержания N/O, S/O, Ne/O, Ar/O указывают на нормальную химическую эволюцию, однако наблюдается некоторый рост этих отношений в области "centre", что может быть связано с недавней аккрецией бедного металлами газа.

В Ark 18 яркий центральный компонент показывает круговое вращение и погружен в протяженный голубой диск низкой поверхностной яркости с позиционным углом и углом наклона, отличными от позиционного угла и

угла наклона центрального компонента. Представленное сравнение фотометрических и кинематических свойств компонентов свидетельствует о внешнем происхождении диска низкой поверхностной яркости. Таким образом, внешний компонент Ark 18 мог образоваться в результате аккреции холодного газа, либо в результате слияния галактик. В случае аккреции из газовых филаментов крупномасштабнй структуры можно было бы ожидать радиального градиента металличности и низкой металличности на периферии Ark 18, поскольку в таком сценарии аккрецируемый газ должен быть бедным металлами. Однако такой картины в Ark 18 не наблюдается, содержание кислорода слабо меняется по радиусу и его значение типично для светимости и массы звезд Ark 18. Это говорит о том, что диск низкой поверхностной яркости был сформирован из предварительно обогащенного материала на масштабе времени, превышающем динамическое время, чтобы обеспечить хорошее перемешивание межзвездной среды.

Также возможно, что газ относится к богатой газом галактике, которая слилась с прародительницей Ark 18. Поскольку градиента металличности не наблюдается, это указывает на то, что металличность газа аккрецированного спутника была близка к металличности газа прародителя, либо на то, что почти весь газ Ark 18 был связан со спутником (это означает, что прародителем Ark 18 была карликовая эллиптическая галактика). Однако в последнем случае изначальная масса аккрецируемого спутника должна быть слишком велика, поскольку весь H I, который является доминирующим компонентом в Ark 18, должен быть связан с ним.

Сценарий, согласно которому масса спутника в несколько раз меньше массы галактики-прародителя, лучше согласуется с представленными наблюдательными данными. Отсутствие значительного градиента металличности предполагает, что это событие произошло раньше, чем ~ 300 млн лет назад (эта величина соответствует динамическому времени для Ark 18), поэтому газ успел перемешаться. Морфологическая структура Ark 18 напоминает структуру некоторых гигантских LSB галактик с дисками низкой поверхностной яркости, простирающимися за пределы более яркой центральной области. Таким образом, Ark 18 может быть аналогом gLSB меньшей массы. Относительно небольшая масса может быть связана с более разреженным окружением Ark 18, поскольку gLSB в основном входят в бедные группы и не принадлежат войдам [266]. Слияния галактик рассматриваются как один из возможных сценариев

формирования структур низкой поверхностной яркости в этих объектах [см., например, модели, предложенные в 266—268], аналогичный сценарий может работать и для Ark 18.

Ark 18 морфологически очень похож на близкую галактику NGC 404. В работе [269] авторы проанализировали данные Hi для NGC 404 и пришли к выводу, что галактика является результатом слияния с богатой газом карликовой неправильной галактикой, которое произошло 0,5 — 1 млрд. лет назад. Мы обнаружили еще несколько галактик с морфологией, напоминающей Ark 18, в том числе два объекта в том же войде: UM 40 (с диском, который хорошо видно по данным GALEX) и PGC3080241.

Также есть указания на недавнее падение газового облака с низкой ме-талличностью на центральную часть Ark 18, которое привело к локальному понижению металличности в месте падения и окончательному выравниванию градиента. Яркая область SSC, которая находится вблизи центра Ark 18, может быть остатком такого события. Таким образом, свойства Ark 18 можно объяснить результатом двух событий. Первое - слияние двух карликовых галактик с промежуточным отношением масс, произошедшее более 300 млн лет назад, которое привело к образованию диска низкой поверхностной яркости. Вторым событием было малое слияние или падение массивного газового облака, и оно привело к пекулярной внутренней морфологии и началу звездообразования в этой области.

В настоящее время галактика считается изолированной, но результаты, полученные в представленном исследовании, позволяют предположить, что в недавнем прошлом у нее были спутники. Войды могут содержать группы галактик (например, группа NGC 428, см. Главу 5 и [235]), пары и триплеты [93, 106], взаимодействующие и сливающиеся системы [108, 161]. В частности, в работе [270] была исследована другая галактика войда - UGC 4722, которая, несмотря на свою пекулярную морфологию, считалась одной из самых изолированных галактик в Местном сверхскоплении. Авторы пришли к выводу, что это сливающаяся система, второй компонент которой, очень богатый газом карлик, практически полностью разрушился. Таким образом, предложенный выше сценарий слияния карликов для образования галактики Ark 18 не выглядит невероятным, несмотря на низкую плотность окружения.

6.5 Выводы